Spécificités de l’environnement IR et Radio Domaine Visible: Réflexions et diffusions (« vraies couleurs ») IR, Radio:  Emissions thermiques (Les couleurs codent les intensités)

Instrumentation: de l’Infrarouge au domaine Radio Longueur d’onde 10 µm 100 µm 1 mm 1 cm 10 cm InfraRouge Submillimétrique millimétrique centimétrique Opacité de l’atmosphère CO HI Fréquence 3 THz 300 GHz 30 GHz 3 GHz Détection « cohérente » : mesure de E « hétérodyne »: jonction SIS, diode Shotky ; « HEMT » Détection « directe » = comptage de photons photoconducteurs, bolomètres

Problèmes propres à l’instrumentation IR & radio : La longueur d’onde est grande ! => Grands collecteurs => Pb de diffraction Domaine des émissions thermiques => L’obscurité nocturne n’existe pas ! => L’instrument est « lumineux » => le refroidir ! L’atmosphère est parfois opaque (=> donc lumineuse) => Aller dans l’espace

Maintenance sur le miroir secondaire Le télescope de 30m de l ’IRAM: Pico Veleta / Sierra Nevada l = 1, 2 et 3 mm Maintenance sur le miroir secondaire

Les bases de l’instrumentation IR-Radio : Emission thermique et Loi de Kirchoff Transmission/Emission atmosphérique Diffraction, faisceaux gaussiens (quasi-optique) Fluctuations du rayonnement => bruit de photon/bruit radio Détection incohérente : bolomètres Détection cohérente : chaîne hétérodyne Spectroscopie radio Interférométrie radio

Les sciences de l’instrumentation : Collecteur de photons : Optique Détecteur : Physique du solide Amplificateur : Electronique filtres & conversion numérique - Traitements numériques : Mathématiques Appliquées

Ciel micro-onde: 30 GHz à 300 GHz

Penzias et Wilson (1965)

Le rayonnement fossile: Spectre de corps noir a 2,725 Kelvin, mesuré très précisement par le satellite COBE (1996)

Image des variations de température du ciel micro-onde : satellite WMAP 2002 Dipole cosmologique La Galaxie

Le dipole cosmologique: Corps noir cosmologique : Effet Doppler au 1er ordre : Corps noir observé dans la direction  :

Changement de repère pour le rayonnement: ; Avec :

Spectres de corps noirs Submm mm Radio

Image du ciel micro-onde : Dipole soustrait -270,4252° -270,4248°

Températures en échelles de couleur: océans 5° 25° -55° 35° continents ciel -270,4252° -270,4248°

Image du ciel micro-onde : Dipole et Galaxies soustraits

Spécificités de l’environnement IR et Radio Domaine Visible: Réflexions et diffusions (« vraies couleurs ») IR, Radio:  Emissions thermiques (Les couleurs codent les intensités)

Emissivité = Absorption Loi de Kirchoff Emissivité = Absorption e(l) = Qabs(l) Bilan de transmission: Qabs + Qdiff +  + R = 1 absorption transmission diffusion réflexion Réflecteur: R ≈ 1 => e << 1 : peu émissif Absorbant: Qabs ≈ 1 => e ≈ 1 : très émissif

Emission atmosphérique en Antarctique Transmission

Emission atmosphérique en Antarctique Transmission

Emission atmosphérique en Antarctique Transmission

Emission atmosphérique en Antarctique Transmission

Emission atmosphérique (Antarctique) Transmission

Fluctuation du rayonnement détecté: F : flux incident SW : étendue de faisceau h : transmission Dn : bande passante Ce qu’il faut retenir: Bruit de photons: DN = N1/2 (quantique) Comptage de photons Bruit radio: DT = T/(Bt)1/2 (classique) B : bande de fréquence t : durée d’intégration T est la puissance du champ électrique : E2 (Bruit d’une série temporelle aléatoire)

Fluctuation du rayonnement: F : flux incident SW : étendue de faisceau h : transmission Dn : bande passante Puissance de rayonnement sur le récepteur : Rayonnement thermique : F = eB(T) avec

Fluctuation du rayonnement: Fluctuation de la puissance de rayonnement sur le récepteur : Bruit radiométrique Bruit de photons plusieurs photons occupent le même état : Onde Les photons occupent tous des états différents

Exercice: Source Atmosphère Miroirs: Tm, em Tb RécepteurSW TA, hA 1/ Puissance sur le récepteur (en Watts et en K) 2/ Fluctuation de cette puissance 2/ Application numérique à 5 GHz et 350 GHz Source Atmosphère Miroirs: Tm, em Tb RécepteurSW TA, hA Fenêtre: Tf, hf Tf = 300 K hf = 0.9 Tm=300 K em = 0,05 TA = 280 K hA = 0.7 Tb =2,73K es = 1

Les radio-telescopes : La détection hétérodyne (i. e Les radio-telescopes : La détection hétérodyne (i.e. détection cohérente) Pn(n) [W/m2/sr/Hz]: n = 100 MHz à 2000 GHz Antenne Oscillateur Local Diode : I V0 O.L. n0n Mélangeur Quasi-optique Spectromètre : Ampli V2/Hz n-n0 (Hz) km/s W/m2/sr/Hz  Kelvin

Des observations à l ’Astrophysique L ’antenne: Résolution angulaire: q1,2l/D Pour l ’hétérodyne on sélectionne un faisceau de cette taille IRAM 30 mètres, l = 2 mm  q = Effelsberg 100 mètres, l = 1 cm  q = La diode: I(V0+DV)  I(V0) + a DV + b DV2 + etc ... DV  [ E(n) sin(nt+f)+EOLsin(n0t)]d  E(n) sin(2pnt+f)  EOLsin(2pn0t)  E(n)EOL /2 [cos(2p(n-n0)t +f) - cos(2p(n+n0)t +f)] Le spectromètre : P(n-n0)  E2(n)  W/m2/sr/Hz Pb: n > n0 apparaît à la même fréquence que n < n0 si |n-n0| = dn => Supperposition des hautes et des basses fréquences !

Bandes « haute » (n > n0) et « basse » (n < n0) Mélangeur à Réjection d ’Image (IRM) +p/2 A A+B A-B A+B n > n0 cos(2pn0t) E sin(2pnt+f) sin(2pn0t) A-B n < n0 B Canal B : E sin(2pnt+f) sin(2pn0t) => E/2 cos[2p|n-n0|t + sgn(n-n0)f] Canal A : E sin(2pnt+f) cos(2pn0t) => - sgn(n-n0) E/2 sin[2p|n-n0|t + sgn(n-n0)f] +p/2 => - sgn(n-n0) E/2 cos[2p|n-n0|t + sgn(n-n0)f]

L’interférométrie radio: = Faisceau ppal Onde Plane = E exp j(2pnt+f) A reçoit : A’ reçoit :

L’interférométrie radio: Corrélation des signaux reçus par A et A’: Composante de Fourrier de E.B selon A’A.n