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Séminaire Radio astronomie 24 Novembre 2012

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1 Séminaire Radio astronomie 24 Novembre 2012
Antenne mobile de Karl Jansky (Credit NRAO) Animé par Didier PIERSON Association ANDROMEDE - MARSEILLE Diplômé en Radio Astronomie Dept of Physics & Astronomy University of Manchester. Jodrell Bank observatory V

2 sommaire Introduction L’Univers invisible
Caractéristique des ondes radio Principes physiques des émissions en ondes radio Thermique et non thermique Effet Doppler 2) Les radio télescopes Caractéristique des antennes et des récepteurs Différents types d’antenne L’interférométrie 3) Les diverses sources radio Sources Ponctuelles : Planètes, étoiles, quasars, pulsars, molécules interstellaires Sources Etendues: Galactiques et extra galactiques, Starburst , AGN radio galaxies, CMB. 4) Quelques études de cas (Selon temps disponible) D.Pierson

3 LA RADIO ASTRONOMIE Branche récente de l’astronomie.
Prend son essor et devient une nouvelle discipline à la fin de la 2ème guerre mondiale en (Grâce aux travaux sur les radars gamme GHz) Avant, on ne pensait pas que les objets célestes puissent être visibles autrement qu’en optique !! Karl Jansky, découvre grâce à une antenne filaire rotative simple peu directive (λ=14,6m) une source radio ponctuelle dans la direction du centre Galactique. Tous les 23H56 mn la source atteint son maximum. Après un an le décalage atteint 24H. De cette périodicité, Jansky conclut qu’il s’agit d’une source fixe émise du centre Galactique. (période sidérale). Cette découverte qui passa inaperçue a ouvert un énorme champs de recherche aux astronomes. Personne n’imaginait que l’Univers puisse contenir d’innombrables sources radio. Maxwell . ( ) Unifie champs électrique et magnétique. Théorie électromagnétique. Hertz (1888) teste cette théorie en construisant un émetteur à ondes radio en bande centimétrique. En 1895 W. Rontgen avait montré que le spectre électromagnétique s’étendait vers les rayons X

4 Grote Reber En 1937 confirme grâce à une antenne parabolique de 9
Grote Reber En 1937 confirme grâce à une antenne parabolique de 9.5m de sa fabrication l’émission radio de la Galaxie. Il découvre (1944) les deux radio sources les plus brillantes de la Galaxie (Cassiopée A et Cygnus A) John Kraus ( ) autre pionnier Professeur à l’Université d’Ohio à écrit de nombreux ouvrages sur la radio astronomie et conçu de nombreuses antennes. Détection Quasars distants (1974), cartographie du ciel radio. .. Credit NRAO Sir Bernard Lovell Ingénieur Radar conçoit le premier radiotélescope géant à antenne parabolique. (Antenne 76m !) à Jodrell bank (UK) en Première détection de la raie HI à 21cm. Toujours en service. Credit Jodrell Bank Univ Manchester Penzas and Wilson (1965) Grâce à une antenne cornet qui servait à l’écoute des satellites découvrent le fond de rayonnement cosmique de l’Univers en micro ondes (2 mm) (CMB). prédit par Gamow. Cela confirme la théorie du Big Bang et de l’expansion de l’Univers. (Nobel 1968)

5 I- L’Univers invisible

6 Du millimétrique au kilométrique
De 1mm (300 GHz) a 10 Km (30 KHz) Du millimétrique au kilométrique Les sources radio sont caractérisées par des objets à faible rayonnement énergétique et à fréquence basse. Name of band Position HF High Frequency < 30 MHz (>10 m) VHF Very High Frequency MHz ( m) UHF Ultra High Frequency 300 MHz - 1 GHz (30cm - 1m) Microwaves GHz ( cm) L-band ~ 20 cm (~1.5 GHz) S-band ~ 10 cm (~3 GHz) C-band ~ 6 cm (~5 GHz) X-band ~ 3 cm (~10 Ghz) U-band ~ 2 cm (~15 GHz) K-band ~ 1 cm (~30 GHz) ondes radio Micro ondes centimétriques ondes millimétriques 1 cm -1 mm (30 GHz – 300 GHz)

7 Bandes de fréquence dédiées par l’UIT à la radio astronomie libres de perturbations électromagnétiques

8 Caractéristiques et spécificités des ondes radio
Rayonnement optique, et ondes radio sont les seuls observables depuis le sol Traversent l’atmosphère entre 1cm et 10m (au delà réflexion ionosphère) Les antennes n’ont pas à être installées sur un point haut. (sauf millimétriques) Au contraire. Un point très bas isolé limite les interférences avec les sources polluantes terrestres (radio,TV…) Observations possibles 24/24 H Pénètre les nuages de poussière de la Galaxie

9 Les ondes électromagnétiques
Fréquence, période et longueur d’onde ν (Hz) = 1 /T (s) λ = c /ν (Hz) ν (Hz) = c / λ Fréquence: Nombre de périodes par secondes Ex: T = 2s  ν = 0.5 Hz Longueur d’onde: distance entre deux maximum. Période: Vitesse (c) de déplacement de l’onde dans l’espace à la fréquence (f) Le mouvement périodique de cette onde est caractérisée par : Son Amplitude (fonction sinusoidale) = Energie Sa Longueur d’onde (λ) = Distance en mètres séparant deux pics. ou Fréquence (ν) ou (F) en Hertz. = Nombre de périodes par seconde. c = vitesse de déplacement de l’onde dans le vide = vitesse de la lumière

10 Une onde électromagnétique comporte deux composantes: Electrique et magnétique.
Elles se propagent dans deux plans perpendiculaires l’un à l’autre selon une trajectoire linéaire ou circulaire. Onde polarisée linéairement m Hz c = λ ν Vitesse lumière Km.s-1 λ = c / ν ν = c /λ Onde polarisée circulairement

11 2. D’origine non-thermique.
Il existe deux catégories de rayonnement pour étudier les objets astrophysiques car les ondes électromagnétiques peuvent être produites par deux processus physiques: 1. D’origine thermique Au dessus du zéro absolu, les atomes sont en mouvement constant. Cela traduit l’énergie thermique d’un objet astrophysique. (1/2mv² = 3/2 kT) L’ accélération des particules chargées (électrons/protons) en constante interaction se manifeste par un rayonnement électromagnétique continu sur toutes les fréquences. Dans le cas du corps noir de Planck, le rayonnement est lié uniquement à la température de l’objet. 2. D’origine non-thermique. Un rayonnement continu par effet synchrotron lié a un champs magnétique

12 1) Rayonnement continu d’origine thermique
Corps noir : Loi de Planck Un objet en équilibre thermique rayonne dans toutes longueurs d’ondes. Mais, on voit sur la courbe que les ondes radio qui sont longues correspondent à des milieux froids (10K …) Distribution luminance spectrale énergétique (SED) d’un corps noir à différentes températures De plus, elles se situent dans la partie linéaire de la courbe (Raleigh-Jeans tail) Loi linéaire ou F = f( T / λ) Donc, la loi de Planck peut être simplifiée: Loi de Raleigh-Jeans F λ = 2c k T ou Fν = 2kT λ λ2 Pour F (B) en radio on parle de Température de Brillance

13 Selon la nature de la source, l’énergie des photons peut être mesurée de deux façons:
Flux d’une source radio ponctuelle: La densité du flux ( F) en Watts. m-² est obtenue à partir de l’énergie reçue par l’antenne . Fν = L / 4 πd² (F) se mesure se mesure en Wm-2 . Hz -1 L’unité de mesure est le Janski 1 Jy = Wm-2 . Hz-1 (Les plus lumineuses sources lointaines ~ Jy ) Distribution du flux d’une Source radio étendue: La densité du flux (Sν) se mesure en Wm-2 . Hz -1 La source sous tend un angle solide Ω Sν = F ν . Ω Ω Ω = Omega: Unité d’angle solide (stéradian = sr) Sν = Wm-2 . Hz-1 (Avec énergie uniforme sur tout l’angle sous tendu)

14 2) Rayonnement d’origine non thermique Le rayonnement synchrotron
C’est un moyen puissant d’étude des sources radio et du champs magnétique des objets astronomiques. Lorsqu’une particule chargée (électrons libres ou protons) entre dans un champs magnétique elle est: Soumise à une force perpendiculaire à son sens de déplacement (νL) . Ce qui engendre son mouvement hélicoïdal. Ces électrons originaires de sources très énergétiques voyageant à des vitesses proches de celle de la lumière peuvent être focalisés en faisceau soumis à des effets relativistes Ces populations d’électrons couvrent un large spectre de fréquences (vents stellaires, explosions SN) MHz à GHz Images: Jodrell Bank Observatory. Intro radioastronomy

15 Le spectre du rayonnement synchrotron est aussi continu mais à l’inverse du rayonnement thermique car il décroit vers les hautes fréquences et croit vers les basses fréquences La pente descendante de la courbe de rayonnement synchrotron est liée à la distribution d’énergie des électrons accélérés. Montante vers les basses fréquences signifie que les électrons les moins énergétiques sont les plus nombreux .  Basses fréquences Hautes fréquences  La fréquence à laquelle le rayonnement synchrotron est émis est fonction de : L’intensité du champs magnétique a laquelle les électrons sont soumis. La fréquence de Larmor (nombre de rotation par secondes). Le Facteur de Lorentz (ϒ) qui est une mesure relativiste de leur vitesse , donc de leur énergie et par suite de leur masse. (E=mc²)

16 Mesure du rayonnement Synchrotron
La fréquence de Larmor (Larmor frequency (νL) est le nombre de rotations qu’un électron effectue par seconde soit : νL = Hz e = Charge de la particule B = champs magnétique en Tesla me = Masse de la particule νL = e . B 2π . me Plus le couple exercé par le champs magnétique (B) sur la particule (m) est élevé, plus la rotation est rapide. Mais cela ne suffit pas. Avec B = 10-9 Tesla dans le MIS  νL = 28 Hz !! au lieu de GHz ou MHz mesurés. Pour expliquer les fréquences mesurées il faut qu’un second facteur d’accélération plus puissant intervienne: C’est le Facteur de Lorentz. Les ondes de choc de phénomènes violents (SNIIa, vents stellaires…) ont pour effet d’accélérer une large population d’électrons déjà en rotation dans une direction donnée à des vitesses (v) relativistes proche de celle de la lumière. Elle est déterminée comme suit: (ϒ)

17 Par suite, un électron donné aura une fréquence augmentée avec un pic de fréquence correspondant au produit de ces deux facteurs (Larmor et Lorentz) soit : F =νL x ϒ² Ex: Pour un 1 GHz  ϒ = √ 10 9 / 28Hz = 5976 Les faisceau d’électrons est polarisé linéairement La valeur du facteur de Lorentz (ϒ) représente un fort facteur d’accélération lié à la vitesse des particules. Il se calcul avec l’équation relativiste ci-dessous: La valeur de (ϒ) est fonction de la vitesse (v) de la particule accélérée car si v tend vers c => ϒ  ∞ Avec ν = 99,983% de c  ϒ ~6000 Pour comprendre la formule ci-dessus, se référer aux transformations de Lorentz. Effets relativiste de la dilatation du temps et de l’espace

18 A titre d’exemple Courbes d’énergie de plusieurs sources thermiques et non thermiques de notre ciel D’après Kraus 1966 Thermique  Synchrotron 

19 Les raies Spectrales (origine thermique)
Dans certaines situations les corps célestes peuvent produire des raies spectrales atomiques ou moléculaires en émission ou en absorption qui les caractérisent. Lorsque l’objet se déplace sur la ligne de visée la fréquence observée augmente ou diminue. (Voir Lois de Kirchoff) L’effet Doppler permet de mesurer la vitesse relative de déplacement d’un objet par rapport à l’observateur par la mesure du décalage spectral entre une raie de fréquence connue au repos (λe) et sa fréquence observée (λo). z = λo - λe = Vr = Ho . d λo λe c Avec Vr = Km.s-1 Déplacement source λo = Longueur d’onde observée λ e = Longueur d’onde émise d = distance en Mpc Ho = Cte de Hubble en Km.s-1 . Mpc-1 Si λo > λe  Eloignement (décalage vers rouge) Si λo < λe  Rapprochement (décalage vers bleu) ΔVr = (Δλ) x c λo λe La valeur minimum mesurable de (ΔVr) permet de définir la résolution du spectrographe.

20 Mécanismes générateurs de raies spectrales en bande radio. Du mm au cm.
Les atomes et les molécules ont identifiables par leur spectre électromagnétique en émission ou en absorption (Lois de Kirschoff). Chacun possède sa propre signature spectrale. Dans les milieux froids (10-30K) de l’Univers: Espace interstellaire diffus, nuages moléculaires, atmosphère d’étoiles K,M…. les raies spectrales des atomes et des molécules correspondent à des transitions liées à de faibles niveaux d’énergie. On les détectes en ondes radio ou IR ATOMES Transitions hyperfine par Inversion du spin : Exemple de raies spectrales à faible énergie : Atomiques : 21 cm ou 1420 MHz (HI)

21 Effet MASER astronomique (Micro wave Amplified Stimulated Emission of Radiation)
Source de rayonnement non-thermique Dans des zones très compactes des nuages moléculaires la densité de certaines molécules est beaucoup plus importante et leurs raies d’émission peuvent être amplifiées exponentiellement lorsqu’elles sont irradiées par une source intense proche (étoiles) ou lorsqu’elles entrent en collision avec le gaz H2. Il se produit une inversion de population. (plus de molécules ionisées). Certaines molécules étant relativement peu nombreuses , (OH, H²O, CH3OH, SiO…) ce phénomène d’amplification facilite leur détection y compris dans des galaxies extérieures. Le phénomène s’apparente néanmoins au mécanisme de formation de raies spectrales en émission.

22 MOLECULES composées de plusieurs atomes, les molécules jouissent de plus grandes libertés de mouvement mais leur identification est plus complexe. Modes rotationnels et vibrationnels des molécules: Les transitions en mode rotationnel se traduisent par des raies détectables en ondes radio (mm et cm). rotation rotation carbone Sans rotation Raie 18cm ou 1665 MHz (OH) Raie : 9 cm ou 3330 MHz (CH) oxygène Vibration (strech) Exemple avec la molécule CO Les transitions en mode vibrationnel se traduisent par des raies détectables dans la partie Infra Rouge du spectre (micron)

23 II- Les radio télescopes terrestres
Fondamentalement un radio télescope peut s’apparenter à un télescope optique. Mais, les sources radio sont caractérisées par de faibles énergies et des ondes à basses fréquences (1cm à 10 m soit 30 GHz à 30 MHz) La manière de collecter ces ondes radio dans une bande très large voir jusqu’à 300 GHz avec les micro ondes impose des contraintes spécifiques au design et aux caractéristiques des antennes et des récepteurs. En particulier: Sensibilité des récepteurs (signaux peu énergétiques) Grandes antennes pour bonne résolution spatiale et niveau de réception. Les bruits parasites (Seuil de détection bas ) Influence des signaux reçus hors de l’axe central (lobes latéraux)

24 En raison de l’étendue de la bande radio, la conception des radio télescopes terrestres doit s’adapter à diverses contraintes . Ex: Taille, forme et implantation des antennes Fixes Mobiles En réseaux Grosses structures difficiles à déplacer  PARABOLIQUES  Nançais , France . Le grand télescope Miroir Plan 200 x 40 m . Jodrell Bank (UK) Le Lovell 76m . Le grand pionnier Nançais. Réseau décamétrique  RESEAU (ARRAY) FILAIRE  ALMA (Chili)

25 Les ondes longues imposent de grandes antennes pour obtenir une résolution angulaire proche ou égale à celle des télescopes optiques. L’antenne radio majoritairement parabolique capte les ondes et les réfléchi vers le foyer où se concentre l’énergie. A ce foyer (équivalent de l’oculaire) est placé un cône de réception à faible bruit qui converti les ondes électromagnétiques en courant électrique de faible intensité pour les acheminer à la salle de contrôle Là, un ampli BF muni de divers filtres et oscillateurs assure le traitement du signal qui est ensuite converti en numérique pour être traité par un ordinateur. Le télescope ne forme généralement pas d’image comme en optique. Les signaux reçus sont additionnés en un seul point analogue à un pixel. Pour former une image, il faut multiplier les scans sur une source étendue. Aujourd’hui, des antennes uniques a miroir secondaire mobile peuvent recevoir au point focal des récepteurs multicanaux pouvant chacun travailler sur une bande de fréquence différente.

26 Miroir secondaire Hyperbolique
L’ANTENNE Il existe différents modes de focalisation: Prime focus (Front d’onde) Miroir secondaire Hyperbolique Antenne à foyer primaire (mono feeder) Dans tous les cas L1 + L2 doit être constant Foyer secondaire (Cassegrain) f/D plus grand. Plusieurs récepteurs possibles au foyer Les ondes parallèles à l’axe sont réfléchies au point focal où elles s’additionnent si elles sont en phase. Augmenter la taille de le l’antenne donc sa surface collectrice augmente son Gain (la sensibilité est proportionnelle au carré du diamètre). Le pouvoir de résolution est fonction de son diamètre La polarisation du signal qui peut être mesurée (composante électrique) intervient dans le design Lobe principal dans l’axe. Lobe latéraux sur les côtés

27 Phase du signal et amplitude
Les deux signaux ci-dessus arrivant en phase leurs amplitudes s’additionnent (sinusoïde verte). Ce courant pourra être amplifié Les deux signaux ci-dessus arrivant 180° hors phase l’amplitude résultant de leur addition est nulle (droite verte)

28 Sensibilité et Résolution angulaire (pouvoir séparateur)
HPBW Diagramme polaire de réception d’un radio télescope avec lobe principal et lobes secondaires. Le contour bleu représente la sensibilité de l’instrument par rapport à l’axe principal. L’intersection courbe bleue/ligne pointillée marque l’angle pour lequel la sensibilité est moitié de la valeur Max (HPBW) Plus l’angle est fermé plus le signal radio reçu est net. Calcul de l’ouverture du lobe de réception à mi-puissance (HPBW) avec la formule théorique du pouvoir séparateur: (critère de Rayleigh) r = 1,22 λ/D ( D en mètres ) Objets séparés si écart > r (radians) 1 radian = 57,3 ° soit 180°/ π m Degrés sec '' λ D 57,3 1,22 0,21 6,4 2,29 1000 0,01 52,849 0, 0,00001 0,020 0,2 0,00017 0,63 2 800000 500 nm = 500 x 10-9 m  Le coefficient 1.22 dépend de l’uniformité de surface de parabole illuminée par le signal.

29 1 cm  L’écart entre les mailles ne doit pas dépasser 0,05 cm (5mm)
La taille et la finesse d’un ‘miroir’ (D) sont définies par des contraintes liées à la longueur d’onde. Le maillage doit être inférieur à la plus petite longueur d’onde a recevoir. La parabole doit être rigide pour éviter toute déformation et sa courbure précise. Greenbank radio télescope 100 m En pratique, cela signifie que le maillage du « miroir » collecteur ou les défauts de sa surface doivent être inférieurs à λ / 20 Ex: Pour une longueur d’onde à recevoir de: 10 m  Une trame a mailles larges de 0.50 mètre suffit ou même un simple fil de longueur adaptée. (réseau décamétrique Nançais) 10 cm  Une parabole avec écart entre mailles ou défauts d’assemblage < 0,5 cm 1 cm  L’écart entre les mailles ne doit pas dépasser 0,05 cm (5mm) Image credit : Strobel

30 POINTAGE & ASSERVISSEMENT
L’objet n’étant pas visible optiquement, le pointage de la source doit se faire par rapport à l’axe du lobe de réception avec une précision de l’ordre de 1/20 de son ouverture. Soit par exemple Pour 2 degrés x 1/20 = 6’ arc pour le pointage Le guidage nécessite une bonne précision du suivi en azimut et en élévation. Et 4 fois meilleure pour la précision de l’encodage du guidage = 6’/4 = 1,5 ‘ Pour cela on utilise un système d’asservissement informatique pour suivre la source radio en programmant ses coordonnées célestes en AD et déclinaison . Le système calcul l’élévation et l’azimut correspondant. Comme pour les télescopes optiques il existe différents types de montures: Equatoriales, altazimutales, méridiennes, fixes. L’antenne peut être montée selon un axe Est Ouest ce qui permet après le choix d’un angle de pointage en déclinaison de bénéficier du mouvement de rotation terrestre pour effectuer un balayage de la source.

31 L’AMPLIFICATION 1) Dès que l’antenne balaye une source. L’augmentation de signal se traduit par un accroissement de la tension récoltée au foyer. A ce point, est placé un amplificateur à faible bruit (LNC) qui convertit aussi les hautes fréquences en basses fréquences pour les acheminer par câble au récepteur. Pour les antennes a foyer secondaire, un barillet peut être installé pour permettre une adaptation rapide à différentes gammes d’ondes. 2) L’amplificateur basse fréquence: Ce dernier comporte des étages amplificateurs (FI) et une série de convertisseurs et de filtres accordés sur la bande de fréquences (ex: 4 MHz) a analyser. Le niveau global du signal analogique reçu peut ainsi être mesuré sous la forme d’une courbe de puissance en fonction du temps en balayant la source. 2) L’analyseur de spectre Le signal analogique formant un spectre est échantillonné pour être numérisé et ensuite stocké sur ordinateur pour être analysé. Il est possible de construire une image d’une source étendue par combinaison soit de signaux d’antennes en réseaux soit de récepteurs muticanaux au point focal. LNC Low Noise Converter

32 Enregistrements par Grote Reber montrant l’augmentation de signal de l’enregistreur pour un pointage de l’antenne à différentes déclinaisons vers le centre galactique. (Sagitarius A…) Rés= 6 à 8° λ=1,87 m G.Reber, Cosmic statics, 8 mai 1944, 1944ApJ R

33 Grand Radio télescope de Nançais
RADIO TELESCOPES a ANTENNE UNIQUE TELESCOPE MERIDIEN Grand Radio télescope de Nançais Antenne collectrice au foyer: 3 Cornets sur chariot mobile Miroir plan 200 x 40 m Miroir sphérique 300 x 35 m F=1420 MHz = 21 cm Raie H F=1665 MHz = 18 cm Raie OH F=3330MHz = cm Raie CH Lobe N/S =22’ arc Temps observation : 1H/j Objets: Comètes; MIS, Galaxie, extra galaxies…) Crédit photos: Didier Pierson

34 Les antennes paraboliques sont majoritairement utilisées car elles permettent de recevoir de larges gammes de longueurs d’ondes. ARECIBO Porto Rico Le plus grand Antenne sphérique fixe en panneaux d’aluminium de 305 m diamètre construite dans un effondrement naturel. Récepteur/antennes secondaires mobiles suspendu au point focal. Observe le ciel sur un cône de 40° autour du zénith. Utilise aussi la rotation de la Terre. Usage principal :Objets stellaires, SETI

35 3 grandes antennes paraboliques entièrement mobiles
Résolution environ 1’ d’arc avec f/D ~0,4 Green Bank West Virginia(USA) 100 m Entièrement mobile. 100MHz - 116GHz (3.0m - 2.6mm). (secondaire off axis)  Crédit photo NRAO Photo Cavendish Observatoire de Jodrell Bank (1957) (Angleterre) Télescope Lovell :76m 3200T Prime focus. Jusqu’ 5 GHz f/D= 0.30 Crédit photo Instutut Max Planck Institut Max Planck de Radio astronomie Effelsberg (Allemagne) 100 mètres , 1971 A miroir secondaire. 408 MHz – 86 GHz , Altitude 319 m Ouverture prime focus f/D = 0,3 (30 m/100) Résolution : 9,4’ à 21 cm

36 Interférométrie En optique avec D=0.20 m  λ = 500 nm  r = 0.6 sec arc Pour cette même résolution en radio avec λ = 2m  D= 800 Km !! L ’interférométrie en radio permet d’obtenir la résolution que l’on aurait avait une antenne a taille unique (difficilement réalisable) en groupant les signaux de plusieurs antennes individuelles. Inconvénient : Collecte moins de photons qu’une antenne unique de taille équivalente Image ci-dessus. Gauche ;2 étoiles vues avec un télescope à antenne unique. Droite deux antennes séparées et reliées en interféromètre donnent des points mieux séparés donc plus nets.

37 Un réseau interférométrique peut être caractérisé par:
Le nombre d’antennes du réseau. La longueur des lignes de base (vecteur qui joint deux antennes). Cette technique s’est rapidement imposée en radio pour permettre d’analyser des sources ponctuelles dont la résolution était inférieur au degré d’arc. (Arc sec à milli arc sec) puis pour réaliser des images de sources étendues. L’interférométrie consiste à regrouper les signaux des différentes antennes. Pour cela il faut les corréler et effectuer pour chaque ligne de base un calcul par transformée de Fourier . Cela consiste à reconstituer mathématiquement à un spectre en effectuant la somme intégrale des fonctions trigonométriques de chacune des fréquence d’une ligne . On obtient en sortie un signal proportionnel à l’intensité de la source. Interféromètre du plateau de Bure (France) Alt: 2550 m 6 antennes de 15 m Ecart max 760m N/S et E/O Ondes millimétriques  Image : IRAM Institut Radio Astronomie Millimétrique

38 Un simple dipôle permet de détecter certaines sources radio à ondes longues (antenne 2 éléments)
Exemple: Bruit radio électromagnétique du soleil et de Jupiter Bande AM de 25,5 à 75,5 MHz Petites vagues sonores Chaque brin d’antenne est accordé sur le ¼ de la longueur d’onde à recevoir (λ/4) Vmax 38 λ/4 λ/2 Diagramme polaire d’une antenne dipôle simple deux éléments rapprochés avec plan réflecteur. Améliore légèrement le gain (réduit radiations du sol)

39 Interférométrie simple à deux doublets d’antennes
Technique de base la plus simple 2 Dipôles combinés en réseau (array). Longueurs câbles identiques pour mise en phase des signaux. Le lobe pointe vers le haut L’ajustement de longueur de câble liant chaque dipôle compense les retards par remise en phase des signaux. Cela à équivaut à modifier le pointage et améliore la résolution .

40 Plusieurs techniques de combinaison d’antennes paraboliques:
Dans les grands télescopes montés en interféromètres les signaux reçus par chaque antennes amplifiés, corrélés (mis en phase) puis intégrés donnent des résolutions jusqu’au milli arc second (0.001). Lorsque des images sont synthétisées, leur définition est liée au nombre de mesures réalisées par transformée de Fourier. Plusieurs techniques de combinaison d’antennes paraboliques: a) (VLBI) Réseaux d’antennes a Très Longue Base . Parfois très éloignées les unes des autres (1000 Km). L’heure d’arrivée des signaux est marquée puis ils sont enregistrés séparément et envoyés vers un centre pilote où ils sont regroupés et corrélés pour former l’image résultante. Le système e-VLBI permet aujourd’hui d’éviter de stocker les signaux en reliant par fibre les télescopes du réseau. VLBI: Very Long Base Interferometry

41 b) Réseau à Synthèse d’ouverture (aperture synthesis).
Convient pour sources d’émissions étendues stables et lointaines Réseau de plusieurs antennes reliées directement par câble, fibre ou guide d’onde à un centre où sont combinés leurs signaux . Les antennes sont généralement mobiles pour adapter les lignes de base à la longueur d’onde a recevoir λ/D. (base line) et positionnées sur axes E/O et/ou N/S pour balayer la source avec la rotation terrestre. Pour construire une image il faut corréler les mesures de plusieurs lignes de base. En radio les ondes EM ne sont pas focalisées sur une surface au foyer comme avec un télescope optique mais ponctuellement. Il faut donc combiner électroniquement les signaux de plusieurs antennes pour faire une image. Cela se fait par transformation de Fourrier pour chaque ligne de base ce qui donne un signal avec phase et amplitude. Après corrélation et un calcul, la combinaison d’un nombre suffisant de lignes donne par intégration une distribution de l’énergie de la source. Les images sont d’autant plus fines que le nombre d’antennes est grand et quelles se répartissent sur une grande distance.

42 Champs d’antennes paraboliques du VLA au Nouveau Mexique, 2124m .
Les 27 antennes parabolique de 25m chacune du VLA donnent un pouvoir de résolution équivalent à une antenne de 36 Km (0,05’’ d’arc) et une sensibilité équivalente à celle d’un télescope optique de 130m . Mobiles sur rail, disposées en Y avec deux branches de 21Km et un pied de 19 Km Les 27 antennes qui disposent chacune d’un récepteur peuvent donner en même temps jusqu’à 351 lignes de base et procurer des images radio de haute qualité après synthèse des signaux. Champs d’antennes paraboliques du VLA au Nouveau Mexique, 2124m . Images courtesy of NRAO/AUI

43 Interférométrie à Très Longue Base - VLBI
VLBA Very Long Base Line Array Le plus étendu et meilleure résolution au monde. (NRAO) 10 Télescopes de 25 mètres répartis sur 8611 Km. Opéré depuis le Nouveau Mexique EVN European VLBI Network. Opéré depuis Jodrell Bank (UK) 9 antennes réparties sur l’Europe. et NRAO

44 Les radio télescopes Spatiaux (Voir dernière page)
Cobe (1989) (Cosmic Background Explorer) Le premier satellite à avoir fourni une image millimétrique de la radiation du fond de rayonnement de l’Univers (NASA) Wmap (2001) Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Confirme les résultats de COBE. Sa meilleure résolution angulaire a permis de mieux analyser les petites anisotropies (légères différences de température dans les CMB) Credit WMAP,Science team, NASA Planck. Mission ESA (2009) (European Space Agency) Image credit : ESA Missions: Age de l’Univers, formation des grandes structures, Rayonnement de fond cosmologique, Sources froides. 10 – 90 GHz et 100 – 857 GHz avec 54 bolomètres Gaz moléculaire vu par Planck

45 ALMA Atacama Large Millimeter Array
En service 3 octobre 2011 – 22 antennes en service Millimetrique et sub millimetrique Bandes 80 – 600 GHZ Ligne de base de 60 m à 16 Km Altitude: 5100 m 66 antennes de 115 t chaque Sonder l’Univers lointain Dynamique des gaz dans l’environnement des Galaxies actives( AGN) Starburst, Raies d’absorption OH, H2O, SiO Centre Galactique Cartographier le gaz moléculaire…. Découvrir les premières Galaxies © Alma / Esp/Naoj/Nrao

46 Grands projets SKA (Square Kilometre array) 130 MHz – 25 GHz
Vue d’artiste SKA (Square Kilometre array) 130 MHz – 25 GHz Surface équivalente à un téléscope de 1 Km Des milliers d’antennes sur zone centrale de 50 Km + certaines 4000 Km 2013 construction – Début 2015 !! 100% Operation International et CEE Program. Nançais impliqué Site : Australie ou Afrique du sud

47 III - Les principales sources radio dans l’Univers
Le processus majeur d’émission radio est d’origine non-thermique

48 Le Soleil A - SYSTÈME SOLAIRE
Le rayonnement radio du soleil est fort car dominé par l’émission thermique des vents (électrons/protons accélérés) de la couronne chauffée à 1 Million de degrés. (λ=0,7 à 2m ). A cela s’ajoute des émissions temporaires non-thermiques mais très puissantes, polarisées circulairement qui sont liées aux taches solaires et au champs magnétique associé. (Image 327 MHz) Ces émissions s’étendent sur une large bande de fréquence. Image: Ejection masse coronale 150 MHz Cercle = photosphère Le radiohéliographe multi antennes cartographie quotidiennement la couronne solaire à différentes altitudes sur 5 longueurs d’ondes  Radiohéliographe de Nançay. © CNRS/INSU.

49 Les Planètes A l’exception de Jupiter les planètes ont un rayonnement thermique faible en radio. Jupiter Le champs magnétique torique équatorial est beaucoup plus fort que celui de la Terre (x~30) Rayonnement synchrotron 2 types d’émissions dans 2 bandes radio Décamétrique : Synchrotron Ejection particules Décimétrique : Synchrotron – Champs magnétique Décimétrique : Thermique : Atmosphère Jovien (130K)  Synchrotron  Image à λ 13 cm synchrotron thermique synchrotron Credit: Australia telescope Compact Array G.A Dulk et al Emissions plan Equatorial magnétique Image tore : L.Pallier , 2003

50 B – LES ETOILES L’émission thermique des étoiles représentée dans la queue Rayleygh-Jean du diagramme de distribution spectrale est très faible pour des objets dont la température effective est de quelques dizaines de Kelvins (μJy ou mJy) Le flux lié à l’émission photosphérique même pour les plus proches (1,3 pc) est difficilement détectable car trop faible. Comme en optique, le pouvoir de résolution des instruments est insuffisant pour produire une image. (sauf Betelgeuse) Les étoiles sont donc normalement invisibles en radio a l’exception de quelques phénomènes actifs temporaires liés à l’accélération d’électrons par déjection de masse, vents stellaires, ou diverses collisions de ces vents. Des émissions chromosphériques de géantes sont détectables Distribution Spectrale Energétique. Faible dans la partie radio à droite.

51 C - Principales Sources radio de la voie Lactée
Latitude galactique élevée d= 120 pc Bulbe de gaz géant autour étoiles en formation et Super Novae Hors Galaxie 3C405 Dist 600 Mly synchrotron thermique 1498 MHz (21 cm) L’inversion du rayonnement dominant se situe près de λ = 20 cm Rayonnement radio diffus et ponctuel de la Galaxie. Les galaxies ordinaires émettent peu en radio en comparaison avec les radio galaxies (quasars) les plus lointaines observées (1 million fois plus brillantes). En radio on observe dans notre Galaxie: Des émissions diffuses distribuées le long du plan galactique. Des sources ponctuelles :SgrA, CasA et l’arc géant formé par North Polar Spur. CygA est une source radio extérieure à la Galaxie. Aux grandes longueurs d’ondes l’effet synchrotron en radio est dominant.

52 Au centre de la Galaxie : SAGITTARIUS A (SgrA)
Image radio étendue du centre Galactique (VLA) à λ=90 cm (330 MHz) SgrA Anneaux restes de SN La détection de Sagittarius A a permis aux astronomes de définir le centre Galactique.

53 Nébuleuses planétaires et Super Novae
En radio, elles apparaissent comme des sources ponctuelles sur un fond diffus En général, la source radio provient de particules à haute énergie éjectées par les Super Novae et accélérées par un champs magnétique. (Vus sur image précédente). Cassiopée A (CasA) est la plus forte radio source de la voie lactée après le soleil. Reste d’une SNIIa (3,4 Kpc – al) SN1667? L’étoile à neutron (invisible) au centre ne rayonne presque pas en raison d’un champs magnétique emprisonné dans une enveloppe de carbone ! © 1992 NRAO CasA. Emission synchrotron à 1,4 GHz / 21 cm Résolution: 45 arc seconde Intensité variable selon densité du MIS dans la nébuleuse (image VLA New Mexico )

54 Pulsars (Découverte en radio en 1967 d’un état extrême de la matière
A.Hewish et Jocelyne Bell) Pulsar / Etoile à neutrons reste très dense hautement magnétisé d’une étoile massive ayant terminée sa vie en SNIIa (1.4 Ms dans rayon ~20 Km) Sur la ligne de visée, le pulsar est visible sous forme d’impulsions périodiques. Bruit du pulsar du Crabe La période de rotation, constante va de la milliseconde à quelques dizaines de secondes. (30 t/s pulsar du Crabe) Mécanisme d’émission Dans le cône d’émission étroit en rotation et centré sur les pôles magnétiques les particules chargées sont accélérées (Facteur de Lorentz) à des vitesses proches de (c). Le flux est détectables sur des bandes très larges et notamment en radio : (~400 à 1600 MHz) . Les pulsars permettent des calculs de distance, vérifier effets relativistes, mesures sur l’ISM… Image:

55 Atomes et petites molécules dans les Galaxies
Les raies spectrales en bande radio (d’origine thermique) permettent de les identifier, les localiser et les quantifier Atomes L’observation de la raie à 21,11 cm de l’hydrogène neutre (1420,406 MHz) a permis de nombreuse avancées: Mesure de la taille, densité, et vitesse des grands nuages moléculaires (HI) d’hydrogène dans les galaxies, le MIS et les amas Inter Galactiques Cartographie de la structure de notre Galaxie et confirmation des bras spiraux . Identification de structures cachées dans la Galaxie et le Milieu Inter Galactic (IGM) Etude champs magnétique intra clusters (Effet Zeeman par splitting raie HI) Détection radio (HI) de l’hydrogène neutre dans le groupe de galaxies M81 et M82  Galaxies en optique superposées. Credit: Radiotelescope Greenbank. Photo NRAO Image: Rayonnement à 360° HI voie lactée à 21 cm

56 Petites molécules Raies résultants de transitions en mode rotationnel en milieu très froid Evaluation de leur concentration et distribution dans la Galaxie sur la ligne de visée par le profil des raies et leur décalage spectral. F=1665 MHz = 18 cm Raie OH F=3330MHz = cm Raie CH F = 230,5 GHz = 1,3 mm Raie CO H2O F ~ 22GHz = 13,6 mm NH3 F = 1,3 cm EX: Calcul de la masse et de la densité des Grands Nuages Moléculaires grâce aux transitions des raies de la molécule CO servant de traceur pour évaluer H2 L’hydrogène moléculaire. De cette masse on peut en déduire le taux de formation d’étoile (SFR) Méthodes: Décalage Doppler  Vitesse radiale. L’élargissement de la raie donne une indication sur l’agitation thermique du milieu. Analyse du profil de la raie spectrale: La quantité de gaz sur la ligne de visée = Densité équivalente (W) + Colonne densité.

57 NH2CH2CN. Credit: Sven Thorwirth, MPIfR
Et aussi des molécules organiques plus complexes NH2CH2CN. Credit: Sven Thorwirth, MPIfR Raies spectrales de l’Aminoacétonitrile une molécule proche de la glycine ,le plus simple des acides aminés protéiniques. Détecté dans la région du Sagittaire près du centre Galactique avec les réseaux radio interféromètriques de l’lRAM (France) et Australien ATCA Bandes : 96 à 105 GHz (credit IRAM/ATCA)

58 D - Sources extra galactiques
Deux grands groupes A) Emissions faibles: Moins visibles en radio mais les plus nombreuses (99% des sources radio) Starburst Galaxies: irrégulières ou spirales. L’émission radio vient des zones d’intenses formations d’étoiles. Elliptiques. Permettent de détecter le trou noir. B) Emissions fortes: Quasars lointains. Ci-dessus: Centre de M82 Haut: optique (Subaru) Bas : Image Radio (VLA) Les très lumineuses radio galaxies à noyau actif (AGN, DRAGN) sont aussi de puissantes radio sources. Arrivés très loin du centre, les doubles jets perpendiculaires au disque sont ralentis quand ils atteignent des régions de gaz ténues. A ce point, le gaz se ionise et forme de grosses bulles ‘hotspots’ visibles en radio. Doubles jets DRAGN Double Radio Sources Associated with Galactic Nucleus . Généralement associés à des Galaxies elliptiques

59 Radio galaxie lointaine visible depuis la Terre
Cygnus A. L’une des plus puissantes et la première des sources radio découvertes en 1939 (Reber). Galaxie elliptique 3C405 Distance 600 Mly (210 Mpc) Gaz intergalactique compressé Gaz inter galactique chaud Zone émission radio Disque accrétion L’essentiel de l’émission radio vient de la zone des lobes ou le plasma véhiculé par les jets s’est accumulé en rencontrant le gaz intergalactique. (IGM) Trou noir 2.5 Milliards de MS Zone émission radio Gaz intergalactique compressé < al  IGM: Inter Galactic Medium Image VLA de Cygnus A (3C405) en radio

60 Galaxie elliptique centrale NGC1399 de l’amas de Fornax
19 Mpc analysée dans 3 bandes. Radio source avec faible émission de jets du BH central. Iso contour radio en vert , X en rouge et optique en gris  Radio: VLA 5 GHz 1988, Apj, 325, 180. Gaz entre les amas de Galaxies (ICM) Intra Cluster Medium Galaxies de Seyfert Spirales ou irrégulières à noyau central très brillant. Raies spectrales élargies (H, He, N et O) en émission émanant du noyau de gaz dans différentes bandes dont radio  Grande vitesse de rotation du gaz dans disque d’accrétion autour du BH central. NGC7742 © Hubble Heritage Team (AURA / STScI / NASA)

61 Radio télescopes spatiaux
COBE et WMAP ont permis de confirmer la présence du rayonnement de fond cosmologique (CMB) en balayant tour le ciel en ondes millimétriques. Rayonnement détecté en 1965 par Penzias et Wilson avec une antenne cornet et prédit par Peebles et Dicke et Gamow bien avant. Confirme: Big Bang, âge de l’Univers, courbure de l’Univers, fluctuations à l’origine des Galaxies… La courbe enregistrée se superpose parfaitement à celle d’un corps noir avec pic à 2,76 K (COBE) T= 2,9 x 10-3 / λ T= 2,9 x 10-3 /1,06 x 10-3 = 2,72 K Expansion: x 1100  T = 3000 K au découplage λ =~ 1 micron = Proche IR Satellite PLANCK: Univers lointain, Etude détaillée du CMB Détection de la molécule CO dans le MIS à 115 GHZ, 2,6mm

62 Références Quelques site à consulter:
Jodrell Bank Observatory.2004, Intro to radio astronomy course. D. Fisher Miller, Basics of Radio astronomy ,1998, Jet Propulsion laboratory (JPL) NASA OBSPM, Nançais, NRAO, NSF, National Radio Astronomy Observatory, IRAM, Photos Nançais: D. Pierson PLANCK, Effelsberg radio telescope: Quelques site à consulter: NRAO (USA) https://science.nrao.edu/facilities/gbt/ Nançais (France) Jodrell Bank observatory (UK) Institut Max Planck (Allemagne) . Note: Ce cours qui ne prétend pas être exhaustif est destiné à un public désireux d’acquérir des connaissances de base en Radio astronomie. Son contenu ne peut être utilisé qu’à usage personnel et ne peut être reproduit même partiellement pour usage commercial. This course is intended for personal use and cannot be reproduced even partially for commercial purpose.


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