V1.0 2012 1

Séminaire Radio astronomie24 Novembre 2012

Animé par Didier PIERSON

Antenne mobile de Karl Jansky 1931 (Credit NRAO)

Diplômé en Radio Astronomie Dept of Physics & Astronomy University of Manchester. Jodrell Bank observatory

Association ANDROMEDE - MARSEILLE

D.Pierson - 2012 2

sommaire Introduction 1) 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)

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Branche récente de l’astronomie. Prend son essor et devient une nouvelle discipline à la fin de la 2ème guerre mondiale en 1944.  (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, 1933  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. 

LA RADIO ASTRONOMIE

Maxwell . (1831-1869) 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

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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)

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) 

Sir Bernard Lovell   Ingénieur Radar conçoit le premier radiotélescope géant à antenne parabolique.  (Antenne 76m !)  à Jodrell bank (UK) en 1957. Première détection de la raie  HI à 21cm. Toujours en service. 

John Kraus (1910-2004) 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

Credit Jodrell Bank Univ Manchester 

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I- L’Univers invisible

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Name of band Position

HFHigh Frequency

< 30 MHz (>10 m)

VHFVery High Frequency

30 - 300 MHz (1 - 10 m)

UHFUltra High Frequency

300 MHz - 1 GHz (30cm - 1m)

Microwaves1 - 30 GHz (30 - 1 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)

Micro ondes  centimétriques 

 ondes radio

De 1mm (300 GHz) a 10 Km  (30 KHz)  

Les sources radio sont caractérisées par des objets à faible rayonnement énergétique et à fréquence basse. 

 ondes millimétriques

1 cm -1 mm  (30 GHz – 300 GHz)

Du millimétrique au kilométrique

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

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Caractéristiques et spécificités des ondes radio

• 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

Rayonnement optique, et ondes radio sont les seuls observables depuis le sol

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Les ondes électromagnétiques

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

Fréquence, période et longueur d’onde

Fréquence: Nombre de périodes par secondesEx:  T = 2s  ν = 0.5 Hz 

ν (Hz) = 1 /T (s)

Période: Vitesse (c) de déplacement de l’onde dans l’espace à la fréquence (f) 

λ = c /ν (Hz) ν (Hz) = c / λ

Longueur d’onde: distance entre deux maximum. 

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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

c = λ ν

λ = c / ν

ν = c /λ

Hzm

Vitesse lumière Km.s-1

Onde polarisée circulairement

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Il existe deux catégories de rayonnement pour étudier les objets astrophysiques car les ondes électromagnétiques peuvent être produites par deux processus physiques:

 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, lerayonnement est lié uniquement à la température de l’objet.

1. D’origine thermique

2. D’origine non-thermique.

   Un rayonnement continu par effet synchrotron lié a un champs magnétique  

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Corps noir : Loi de PlanckUn objet en équilibre thermique rayonne dans toutes longueurs d’ondes.

Distribution luminance spectrale énergétique (SED) d’un corps noir à différentes températures

Donc, la loi de Planck peut être simplifiée:  Loi de Raleigh-Jeans 

F λ = 2c k T ou Fν = 2kT λ4 λ2

Loi linéaire   ou F = f( T / λ) 

1) Rayonnement continu d’origine thermique

Pour F (B) en radio on parle de Température de Brillance

Mais, on voit  sur la courbe que les ondes radio qui sont longues correspondent à des milieux froids (10K …)

De plus, elles se situent dans la partie linéaire de la courbe.        (Raleigh-Jeans tail)  

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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 .

1 Jy = 10-26 Wm-2 . Hz-1

Distribution du flux d’une Source radio étendue: La densité du flux  (Sν) se mesure en Wm-2 . Hz -1La source sous tend un angle solide Ω Sν = F ν . Ω  Ω = Omega: Unité d’angle solide (stéradian = sr)Sν = Wm-2 . Hz-1 (Avec énergie uniforme sur tout l’angle sous tendu)

Selon la nature de la source, l’énergie des photons peut être mesurée de deux façons:

(F) se mesure se mesure en Wm-2 . Hz -1L’unité de mesure est le Janski

Fν = L / 4 πd²

(Les plus lumineuses sources lointaines ~ 10000 Jy )

Ω

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C’est un moyen puissant  d’étude des sources radio et du champs magnétique des objets astronomiques.

2) Rayonnement d’origine non thermiqueLe rayonnement synchrotron

Lorsqu’une particule chargée  (électrons libres ou protons)  entre dans un champs magnétique elle est: Soumise à une force perpendiculaire àson sens de déplacement (νL) . Ce quiengendre son mouvement hélicoïdal.

Ces populations d’électrons couvrent un large  spectre de fréquences(vents stellaires, explosions SN) MHz à GHz

Images: Jodrell Bank Observatory. Intro radioastronomy

Ces électrons originaires de sourcestrès énergétiques voyageant à des vitessesproches de celle de la lumière peuvent êtrefocalisés en faisceau soumis à des effets relativistes

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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 .

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)

Hautes fréquences   Basses fréquences 

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Mesure du rayonnement Synchrotron

La fréquence de Larmor (Larmor frequency  (νL) est le nombre de rotations qu’un électron effectue par seconde soit :

νL = e . B 2π . me

νL = Hze = Charge de la particuleB = champs magnétique en Teslame = Masse de la particulePlus 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)

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car si v tend vers  c  => ϒ   ∞  Avec  ν  = 99,983% de  c   ϒ ~6000  

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 :

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:

F =νL x ϒ²

La valeur de (ϒ)  est fonction de la vitesse (v) de la particule accélérée

Les faisceau d’électrons est polarisé linéairement

Pour comprendre la formule ci-dessus, se référer aux transformations de Lorentz. Effets relativiste de la dilatation du temps et de l’espace

Ex:  Pour un 1 GHz   ϒ  = √ 10 9 / 28Hz  = 5976    

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Courbes d’énergie de plusieurs sources thermiques et non thermiques de notre ciel 

D’après Kraus 1966

A titre d’exemple

Therm

ique 

Synchrotron 

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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 sourceλo = Longueur d’onde observéeλ e = Longueur d’onde émised = distance en Mpc Ho = Cte de Hubble en Km.s-1 . Mpc-1

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)

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. 

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Transitions hyperfine par Inversion du spin : 

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.

Mécanismes générateurs de raies spectrales en bande radio. Du mm au cm.

ATOMES

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

Exemple de raies spectrales à faible énergie : Atomiques : 21 cm ou 1420 MHz (HI) 

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Effet MASER  astronomique                                              (Micro wave Amplified Stimulated Emission of Radiation)Source de rayonnement non-thermiqueDans 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. 

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Modes rotationnels et vibrationnels des molécules: •  Les  transitions  en  mode rotationnel  se  traduisent   par des raies détectables en ondes radio (mm et cm).

carbone

oxygène

Vibration (strech)

rotation

Sans rotation

rotation

composées de plusieurs atomes, les molécules jouissent de plus grandes libertés de mouvement mais leur identification est plus complexe.

Exemple avec la molécule CO 

MOLECULES

Raie 18cm  ou 1665 MHz (OH)Raie : 9 cm ou 3330 MHz (CH)

•Les  transitions  en  mode vibrationnel  se  traduisent  par des  raies  détectables  dans  la partie  Infra Rouge  du  spectre (micron)

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 II- Les radio télescopes terrestresFondamentalement un radio télescope peut s’apparenter à un télescope optique. 

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)

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.

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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

Jodrell Bank (UK)  Le Lovell 76m . Le grand pionnier

Nançais , France . Le grand télescope  Miroir Plan 200 x 40 m .  

ALMA  (Chili)

• Fixes • Mobiles• En réseaux

  PARABOLIQUES

  RESEAU (ARRAY)

Nançais. Réseau décamétrique

 FILAIRE  

Grosses structures difficiles à déplacer

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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.

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

• 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.

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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

Il existe différents modes de focalisation:

La polarisation du signal qui peut être mesurée (composante électrique) intervient dans le design

Prime focus

Foyer secondaire (Cassegrain) f/D plus grand. Plusieurs récepteurs possibles au foyer

L’ANTENNE

Lobe principal dans l’axe.Lobe latéraux sur les côtés

(Front d’onde)

Les ondes parallèles à l’axe sont réfléchies au point focal où elles s’additionnent si elles sont en phase. 

Antenne à foyer primaire (mono feeder)Dans tous les cas L1 + L2 doit être constant 

Miroir secondaire Hyperbolique 

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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)

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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)  

Sensibilité et Résolution angulaire (pouvoir séparateur) HPBW

Plus l’angle est fermé plus le signal radio reçu est net.

Le coefficient 1.22 dépend de l’uniformité de surface de parabole illuminée par le signal.

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)

1 radian = 57,3 ° soit  180°/ π 

500 nm = 500 x 10-9 m

m m Degrés sec ''

λ D    57,3 1,22 0,21 6,4 2,29  57,3 1,22 0,21 1000 0,01 52,84957,3 1,22 0,0000005 6,4 0,00001 0,02057,3 1,22 0,0000005 0,2 0,00017 0,6357,3 1,22 2 800000 0,00017 0,63

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• 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

Image credit : Strobel

 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)

En pratique, cela signifie que le maillage du « miroir » collecteur  ou les défauts de sa surface doivent être inférieurs à  λ / 20

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POINTAGE & ASSERVISSEMENTL’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 exemplePour 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. 

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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.

L’AMPLIFICATION

2) L’analyseur de spectreLe 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 

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.

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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...100..279R

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RADIO TELESCOPES a ANTENNE UNIQUE

TELESCOPE MERIDIEN

Grand Radio télescope de Nançais

Miroir sphérique 300 x 35 mMiroir plan 200 x 40 m Antenne collectrice au foyer: 3 Cornets sur chariot mobileF=1420 MHz = 21 cm Raie H

F=1665 MHz = 18 cm Raie OHF=3330MHz =     9 cm Raie CH

Lobe N/S =22’ arcTemps observation : 1H/jObjets: Comètes; MIS, Galaxie, extra galaxies…) Crédit photos: Didier Pierson

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ARECIBOPorto RicoLe 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

Les antennes paraboliques sont majoritairement utilisées car elles permettent de recevoir de larges gammes de longueurs d’ondes. 

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Green Bank West Virginia(USA) 100 mEntièrement mobile. 100MHz - 116GHz (3.0m - 2.6mm).     (secondaire off axis)                            

Institut Max Planck de Radio astronomie Effelsberg (Allemagne)  100 mètres , 1971A miroir secondaire.   408 MHz – 86 GHz , Altitude 319 mOuverture prime focus f/D = 0,3   (30 m/100)Résolution : 9,4’ à 21 cm

Observatoire de Jodrell Bank (1957) (Angleterre) Télescope Lovell :76m 3200T   Prime focus.  Jusqu’ 5 GHz   f/D= 0.30

3 grandes antennes paraboliques entièrement mobilesRésolution environ 1’ d’arc  avec f/D ~0,4

Photo Cavendish

Crédit photo NRAO

Crédit photo Instutut Max Planck

Interférométrie

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.

Inconvénient : Collecte moins de photons qu’une antenne  unique de taille équivalente

 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.

En optique avec D=0.20 m  λ = 500 nm  r = 0.6 sec arcPour cette même résolution en radio avec λ = 2m   D= 800 Km !!

Un réseau interférométrique peut être caractérisé par:• Le nombre d’antennes du réseau.• La longueur des lignes de base (vecteur qui joint deux antennes).

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.  

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.

Interféromètre du plateau de Bure (France)  Alt: 2550 m6 antennes de 15 m Ecart max 760m N/S et E/OOndes millimétriques          

Image : IRAM Institut Radio Astronomie Millimétrique 

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Exemple: Bruit radio électromagnétique du soleil et de Jupiter Bande AM  de 25,5 à 75,5 MHz  Petites vagues sonores 

Diagramme  polaire d’une antenne dipôle simple deux éléments  rapprochés  avec plan réflecteur. Améliore légèrement le gain (réduit radiations du sol)

Chaque brin d’antenne est accordé sur le ¼ de la longueur d’onde à recevoir  (λ/4)

Un simple dipôle permet de détecter certaines sources radio à ondes longues (antenne 2 éléments)

λ/4 λ/2

Vmax

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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 . 

Interférométrie simple à deux doublets d’antennes

Technique de base la plus simple 

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 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.    

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.

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

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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.  

b) Réseau à Synthèse d’ouverture (aperture synthesis). Convient pour sources d’émissions étendues stables et lointaines

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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 

Champs d’antennes paraboliques du VLA au Nouveau Mexique,  2124m .    

Images courtesy of NRAO/AUI

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.

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EVN  European VLBI Network. Opéré depuis Jodrell Bank (UK)9 antennes réparties sur l’Europe.

http://www.jodrellbank.manchester.ac.uk/multimedia/images/EVN.html   et NRAO

Interférométrie à Très Longue Base - VLBI

VLBA  Very Long Base Line ArrayLe plus étendu et meilleure résolution au monde. (NRAO) 10 Télescopes de 25 mètres répartis sur 8611 Km.Opéré depuis le Nouveau Mexique

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Les radio télescopes Spatiaux (Voir dernière page)

Cobe (1989)  (Cosmic Background Explorer)

Wmap (2001) Wilkinson Microwave Anisotropy Probe

Planck. Mission ESA (2009)  (European Space Agency)

Le premier satellite à avoir fourni une image millimétrique de la radiation du fond de rayonnement de l’Univers  (NASA)

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

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 

Image credit : ESA

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ALMA Atacama Large Millimeter Array

En service 3 octobre 2011 – 22 antennes en service 

© Alma / Esp/Naoj/Nrao

Sonder l’Univers lointainDynamique des gaz dans l’environnement des Galaxies actives( AGN)Starburst,  Raies d’absorption  OH, H2O, SiO

Centre GalactiqueCartographier le gaz moléculaire….Découvrir les premières Galaxies

Millimetrique et sub millimetrique Bandes 80 – 600 GHZLigne de base de 60 m à 16 KmAltitude: 5100 m 66 antennes de 115 t chaque

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Grands projets

SKA  (Square Kilometre array)  130 MHz – 25 GHzSurface équivalente à un téléscope de 1 KmDes milliers d’antennes sur zone centrale de 50 Km + certaines 4000 Km 2013 construction –   Début 2015 !!  100%  2023 Operation International et CEE Program. Nançais impliquéSite : Australie ou Afrique du sud

http://fr.wikipedia.org/wiki/Square_Kilometre_Array

Vue d’artiste

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III - Les principales sources  radio dans l’Univers

Le processus majeur d’émission radio est d’origine non-thermique

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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

Le Soleil

Le radiohéliographe multi antennes cartographie quotidiennement la couronne solaire à différentes altitudes sur 5 longueurs d’ondes

Radiohéliographe de Nançay. © CNRS/INSU.

Cercle = photosphère

(0,73 m)

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Les Planètes

Jupiter 

2 types d’émissions dans 2 bandes radioDécamétrique : Synchrotron  Ejection particulesDécimétrique : Synchrotron – Champs magnétique Décimétrique : Thermique :  Atmosphère Jovien (130K)

Le champs magnétique torique équatorial est beaucoup plus fort que celui de la Terre (x~30) Rayonnement synchrotron

thermiquesynchrotronsynchrotron

Emissions plan Equatorial magnétique

Image à  λ 13 cm

Credit: Australia telescope Compact Array   G.A Dulk et al

   Synchrotron 

Image tore : L.Pallier , 2003

A l’exception de Jupiter les planètes ont un rayonnement thermique faible en radio. 

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B – LES ETOILESL’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.

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C - Principales Sources radio de la voie Lactée

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.

Hors Galaxie 3C405  Dist 600 Mly

Latitude galactique élevée  d= 120 pc Bulbe de gaz géant autour étoiles en formation et Super Novae

synchrotronthermique

1498 MHz (21 cm)

L’inversion du rayonnement dominant se situe près de λ = 20 cm 

Rayonnement radio diffus et ponctuel de la Galaxie. 

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Image radio étendue du centre Galactique (VLA) à λ=90 cm (330 MHz)

Anneaux restes de SN

SgrA

Au centre de la Galaxie : SAGITTARIUS A  (SgrA)  

La détection de Sagittarius A a permis aux astronomes de définir le centre Galactique.

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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). 

Nébuleuses planétaires et Super Novae 

Cassiopée A (CasA) est la plus forte radio source de la voie lactée après le soleil.  Reste d’une SNIIa   (3,4 Kpc – 11000 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 !

CasA. Emission synchrotron à 1,4 GHz / 21 cm Résolution: 45 arc secondeIntensité variable selon densité du MIS dans la nébuleuse (image VLA New Mexico )

© 1992 NRAO 

En radio, elles apparaissent comme  des sources ponctuelles sur un fond diffus

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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)

La période de rotation, constante va de la milliseconde  à quelques dizaines de secondes. (30 t/s pulsar du Crabe)

crab.au

Bruit du pulsar du Crabe

pulsarSmall2.gif

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: http://www.cv.nrao.edu/course/astr534/Pulsars.html

Sur la ligne de visée, le pulsar est visible sous forme d’impulsions périodiques.

Mécanisme d’émission

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Atomes et petites molécules dans les GalaxiesLes raies spectrales en bande radio (d’origine thermique)permettent de les identifier, les localiser et les quantifier 

Atomes 

• 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 .

Détection radio (HI) de l’hydrogène neutre dans le groupe de galaxies M81 et M82           Galaxies en optique superposées.Credit: Radiotelescope Greenbank. Photo NRAO

• Identification de structures cachées dans la Galaxie et le Milieu Inter Galactic (IGM)•  Etude champs magnétique intra clusters (Effet Zeeman par splitting raie HI)

L’observation de la raie à 21,11 cm de l’hydrogène neutre (1420,406 MHz) a permis de nombreuse avancées:

Image: Rayonnement à 360° HI voie lactée à 21 cm

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Petites molécules

F=1665 MHz = 18 cm Raie OHF=3330MHz =     9 cm Raie CHF = 230,5 GHz = 1,3 mm Raie CO

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.

• 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)

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.

Méthodes:

H2O   F ~ 22GHz = 13,6 mmNH3   F = 1,3 cm EX: 

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Et aussi des molécules organiques plus complexes 

Raies spectrales de l’Aminoacétonitrile une molécule proche de laglycine ,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)

NH2CH2CN. Credit: Sven Thorwirth, MPIfR

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A) Emissions faibles:

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. 

B) Emissions fortes:   

DRAGN  Double Radio Sources Associated with Galactic Nucleus . Généralement associés à des Galaxies elliptiques

D  - Sources extra galactiques Deux grands groupes 

Moins visibles en radio mais les plus nombreuses (99% des sources radio) 

Ci-dessus: Centre de M82 Haut: optique (Subaru)Bas : Image Radio (VLA)

• Starburst Galaxies: irrégulières ou spirales. L’émission radio vient des zones d’intenses formations d’étoiles.• Elliptiques. Permettent de détecter le trou noir. 

Quasars lointains. 

Doubles jets 

Radio galaxie lointaine visible depuis la Terre 

<----------------------------500 000 al----------------------------

Trou noir 2.5 Milliards de  MS

Image VLA de Cygnus A (3C405) en radio

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) 

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)

Disque accrétion

Gaz inter galactique chaud

Zone émission radio

Zone émission radio

Gaz intergalactique compressé

Gaz intergalactique compressé

IGM: Inter Galactic Medium

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• 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. 

Galaxie elliptique centrale  NGC1399 de l’amas de Fornax 

Iso contour radio en vert , X en rouge et optique en gris                                                Radio: VLA  5 GHz1988, Apj, 325, 180.

19 Mpc analysée dans 3 bandes.Radio source avec faible émission de jets du BH central.

© Hubble Heritage Team (AURA / STScI / NASA) 

NGC7742

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Radio télescopes spatiauxCOBE 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. 

Satellite PLANCK: Univers lointain, Etude détaillée du CMB Détection de la molécule CO dans le MIS à 115 GHZ,   2,6mm  

T= 2,9 x 10-3 / λ

T= 2,9 x 10-3 /1,06 x 10-3 = 2,72 K

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)

Expansion: x 1100         T = 3000 K au découplageλ =~ 1 micron = Proche IR

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RéférencesJodrell Bank Observatory.2004,  Intro to radio astronomy course.D. Fisher Miller, Basics of Radio astronomy ,1998, Jet Propulsion laboratory (JPL) NASA OBSPM, Nançais, http://www.obs-nancay.fr NRAO,  NSF, National Radio Astronomy Observatory, http://www.nrao.edu/               IRAM,  http://www.iram-institute.org/Photos Nançais: D. PiersonPLANCK,  http://public.planck.fr/Effelsberg radio telescope: http://www.mpifr-bonn.mpg.de/8964/effelsberg

NRAO  (USA)   https://science.nrao.edu/facilities/gbt/Nançais  (France)  http://www.obs-nancay.fr/Jodrell Bank observatory  (UK)  http://www.jb.man.ac.uk/aboutus/lovell/

Quelques site à consulter:

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. 

Institut Max Planck  (Allemagne) . http://www.mpifr-bonn.mpg.de/8964/effelsberg