Spécificités de l’environnement IR et Radio

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

2 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

3 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

4 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

5 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

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

7 Ciel micro-onde: 30 GHz à 300 GHz

8 Penzias et Wilson (1965)

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

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

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

12 Changement de repère pour le rayonnement:
; Avec :

13 Spectres de corps noirs
Submm mm Radio

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

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

16 Image du ciel micro-onde : Dipole et Galaxies soustraits

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

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

19 Emission atmosphérique en Antarctique
Transmission

20 Emission atmosphérique en Antarctique
Transmission

21 Emission atmosphérique en Antarctique
Transmission

22 Emission atmosphérique en Antarctique
Transmission

23 Emission atmosphérique (Antarctique)
Transmission

24 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)

25 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

26 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

27 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

28 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

29 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 !

30 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/ => - sgn(n-n0) E/2 cos[2p|n-n0|t + sgn(n-n0)f]

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

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

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