La comparaison des émissions mm/submm du gaz avec l’émission FIR des poussières 

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Un interféromètre (plusieurs antennes uniques travaillant simultanément)

Pour augmenter le pouvoir de résolution d’une antenne, il faut accroître sa surface collec-trice en préservant sa sensibilité, ses qualités de pointage, de rendement dans l’axe, d’effica-cité. Si l’on veut rester sous un système d’antennes uniques des limitations au niveau de la construction comme du coût apparaissent. Il est alors plus rentable d’utiliser l’interférométrie, c’est-à-dire la combinaison de plusieurs antennes uniques de taille et de coût raisonnables.
Cette technique de combinaison des signaux n’est pas pour autant une chose aisée à réa-liser. En effet, non seulement les problèmes posés par la détection avec des antennes uniques persistent (bruit dû à la surface collectrice, aux récepteurs…) mais d’autres problèmes tout aussi fondamentaux, doivent être pris en compte. En sommant simplement des signaux venant d’antennes différentes, il n’est pas possible d’obtenir de détection. Pour obtenir une mesure, il faut tenir compte d’un élément essentielle dans le signal reçu : sa phase (voir les deux prin-cipes de base d’électromagnétisme énoncés au début du chapitre). De plus, pour combiner de manière cohérente les signaux des différentes antennes, il faut disposer de nouveaux ins-truments : les corrélateurs. La taille des sources, comme le fait d’avoir une largeur de bande (en fréquence) finie, imposent également certaines contraintes au système. Dans le cas de l’interférométrie radio, la largeur de bande est seulement limitée par le mélangeur.
Un interféromètre hétérodyne est ainsi composé d’antennes, de récepteurs (voir la descrip-tion de ces deux objets dans la Sect. 1.1), de corrélateurs et d’un grand nombre de câbles et connections. Nous ne décrirons ici que le principe de base du fonctionnement d’un interfé-romètre et les problèmes rencontrés dans ce type d’observations (pour plus d’informations se référer au rapport de conférences de l’école d’été d’interférométrie de l’IRAM 9).

La phase (ϕ), élément crucial dans l’interférométrie

En interférométrie, les radiotélescopes ne peuvent combiner les signaux que s’ils ont le même état de polarisation donc la même direction de leur champ électrique respectif soit que la phase relative (angle) entre les deux directions de polarisation soit nulle (modulo 2π). Il est donc très important d’étudier avec la plus grande attention la phase des signaux reçus par les antennes.
On peut faire interférer des signaux de plusieurs façons mais toutes sont confrontées à ce même problème de la phase. En effet, la géométrie de l’interféromètre (plus précisément, −→ l’orientation relative des antennes, soit les lignes de base b , ainsi que l’orientation globale de l’interféromètre par rapport à la direction de propagation des ondes reçues −→ cause un s décalage (ou retard) de phase (τG) dans la phase des signaux issus de chaque antenne :→− −→ τG = b . s par rapport au signal reçu par une autre antenne choisie comme référence (voir la c.

Les sources de pollution

L’atmosphère

Un premier problème évident se pose lorsqu’on étudie le rayonnement radio (millimétrique et submillimétrique) des objets contenus dans l’Univers depuis le sol terrestre. En effet, l’at-mosphère qui entoure notre planète est certes une barrière protectrice indispensable à notre survie, mais elle constitue aussi un frein aux détections voire même une pollution puisqu’elle contamine celles-ci lors de leur traversée. Cette modification du flux initial est appelée l’ex-tinction atmosphérique. La prise en compte de l’extinction atmosphérique est essentielle dans la calibration des données. L’importance du phénomène dépend de la distance zénithale de l’objet, de la longueur d’onde étudiée, de la qualité des sites d’observation.
Plus précisément, dans les domaines millimétrique et submillimétrique, ce sont les mo-lécules de la basse atmosphère (troposphère) comme l’oxygène, l’ozone et surtout la vapeur d’eau qui rendent difficile l’observation de certains rayonnements. Pour éviter au maximum la contamination des signaux, il est essentiel d’observer sur des sites les plus « propres » pos-sibles. L’altitude (appauvrissement de l’atmosphère en espèces polluantes comme l’oxygène) et le faible degré d’humidité (quantité de vapeur d’eau faible) sont les principales caractéristiques recherchées pour un site d’observation. Les deux instruments de l’IRAM ainsi que le CSO sont à cet égard hautement qualifiés. En effet, l’IRAM-30m est situé sur les hauteurs du Pico Veleta en Espagne, l’IRAM-PdB est situé sur un plateau en altitude dans les Alpes françaises et le CSO est basé au sommet du Mauna Kea à Hawaii (USA). Malgré l’excellente qualité de ces sites d’observations qui permettent de réduire les contaminations atmosphériques, la radioastronomie reste soumise aux “lois” de la météorologie et aux caprices du temps : des changements climatiques sont fréquents, même à l’échelle de quelques heures. L’augmentation de la quantité de vapeur d’eau contenue dans l’atmosphère (nuages, pluie, orages…) peut alors empêcher les observations de s’effectuer.
En effet, la quantité de vapeur d’eau contenue dans l’atmosphère est la variable fondamen-tale qui influence directement la capacité de celle-ci à transmettre plus ou moins intégralement au sol le signal émis par les objets célestes. Mais la transmission de l’atmosphère n’est pas seulement fonction de la quantité de vapeur d’eau contenue (variant suivant la période de l’année) elle dépend de la longueur d’onde étudiée (cf. Fig. 2.1). Il existe donc des fenêtres de longueurs d’onde (ou de fréquences) privilégiées dans lesquelles l’absorption du signal céleste par l’atmosphère est très faible (transmission forte) : ces fenêtres sont appelées fenêtres de transmission. On peut aisément voir sur la Fig. 2.1 qu’il sera donc plus facile d’observer (temps d’intégration moins long) dans une fenêtre centrée sur la fréquence ν = 250 GHz (transmission d’environ 85 %) que sur la fréquence ν = 850 GHz (transmission d’environ 15 %). Comme on peut le voir sur la Fig. 2.1, il existe aussi des gammes de fréquences totalement inacessibles depuis le sol (transmission quasi nulle donc le signal est totalement absorbé par l’atmosphère) comme les fréquences situées autour de ν = 550 GHz ou ν = 750 GHz.
Il existe un paramètre pouvant quantifier les effets de l’atmosphère : c’est l’opacité (τ ). Cette variable dépend de la fréquence, de la quantité de vapeur d’eau et de l’angle au zé-nith (ZA). On peut écrire, dans les fenêtres atmosphériques, c’est-à-dire pour des fréquences éloignées de celles des raies de la vapeur d’eau, τZA=0(ν) = a(ν) + b(ν) × P W V, (2.1) où a (dépendant de la fréquence) correspond à l’opacité de l’atmosphère considérée sans vapeur d’eau par unité de masse d’air 1, b (fonction de la fréquence) représente la dépendance de l’opacité zénithale à l’abondance de la vapeur d’eau dans l’atmosphère par unité de masse d’air et PWV est la quantité de vapeur d’eau précipitée (en mmH2O au zénith). En général, les paramètres a et b sont estimés via des modèles d’atmosphère assez complexes (voir plus précisément, Serabyn et al. 1998, Applied Optics, 37-12, 2186 et Chamberlin et al. 1997).
Il est fréquent que les objets célestes que l’on observe ne soient pas situés au zénith mais à un angle zénithal donné, différent de zéro. Quand on veut connaître l’opacité à cet angle (τZA(ν)), il faut multiplier l’opacité calculée au zénith (τZA=0(ν)) par la masse d’air traversée pour cet angle (masse d’air = 1/cos(ZA)).
Il est commode d’utiliser l’opacité au zénith (ZA=0) à ν = 225 GHz, τZA=0(225), pour évaluer la transparence de l’atmosphère. Les valeurs typiques pour τ225,ZA=0 peuvent être comprises entre 0.02 (excellentes conditions climatiques, valeur record au CSO ) et 0.4 (obser-vations impossibles car tempête).
Pendant les observations, il est essentiel de relever les paramètres décrivant la qualité du ciel (température, taux d’humidité, τZA=0(225)…). L’opacité intervient dans la calibration des données via la méthode du « chopper wheel  » décrite dans la Sect. 2.2 qui corrige les observations des artefacts que l’atmophère peut engendrer.

Les autres sources de pollution liées aux émissions des sites d’observations

Le signal reçu est également pollué par les émissions provenant du sol, des bâtiments en-tourant le télescope, ou de tout autre structure à proximité de l’instrument de détection. Ces sources sont plus difficilement quantifiables que la contamination liée à l’atmosphère. Cepen-dant, on arrive à définir une efficacité dite de couplage vers l’avant (forward efficiency) et vers l’arrière du télescope qui tient compte de toutes ces sources de pollution. C’est la mé-thode du « chopper wheel  » décrite dans la Sect. 2.2 qui corrige le signal reçu de ces émissions parasites.

Les autres sources de pollution liées aux émissions du radiotélescope

Les autres sources de contamination dont il faut tenir compte dans la calibration et la réduction des données sont directement couplées au radiotélescope. Ces sources polluantes sont en général les sources les mieux connues et déterminées. Elles proviennent non seulement de l’émission de la surface collectrice mais aussi de la chaîne de détection. Ces deux composantes principales d’un radiotélescope sont présentées dans la Partie 1 Chap. 1 et sont définies par leur capacité (efficacité) à ne pas modifier le signal incident. Ce sont ces efficacités (variables généralement connues) qui sont utilisées lors de la calibration. La méthode du « chopper wheel  » (voir la Sect. 2.2) corrige, là encore, le signal reçu des émissions dues à l’antenne mais ne corrige le signal reçu que d’une partie des émissions dues à la chaîne de détection. En effet, certains signaux parasites provenant des détecteurs suivent le même chemin que le signal du ciel et sont donc eux aussi réfléchis de multiples fois en subissant des transformations dans la 1En effet, comme décrit plus haut, d’autres molécules que la vapeur d’eau, présentes dans l’atmosphère, peuvent aussi absorber du rayonnement. Une absence de vapeur d’eau dans l’atmosphère ne signifie donc pas une transmission du signal céleste au sol de 100 %, mais reste toutefois supérieure à 95% à 225 GH chaîne électronique. Ces perturbations sont donc extrêmement difficiles à corriger. On peut les atténuer via l’utilisation d’absorbants (filtres) ou les rediriger en dehors de l’axe optique. Néanmoins certaines parties de ces signaux peuvent subsister car elles sont souvent instables dans le temps et donc incontrôlables. De même la méthode du « chopper wheel  » ne tient pas compte des erreurs de pointage ni ne corrige de l’efficacité du lobe principal de l’antenne.

La calibration des données

La majeure partie de la calibration se fait automatiquement lors des observations. Au CSO, il suffit de taper certaines commandes à intervalle de temps régulier pour que les données soit automatiquement calibrées. C’est la méthode du « chopper wheel  » qui corrige instantanément et simultanément la majeure partie des émissions polluant le signal incident. Cependant, il faut veiller à conserver un bon pointage durant toute la session d’observations pour éviter une perte du signal céleste. La position de la source étudiée dans le ciel lors des observations soit son angle zénithal est aussi un paramètre important pour éviter une trop grosse perte de signal. De plus, une fois les observations obtenues (spectres), il est préférable de leur appliquer de suite un facteur correctif correspondant à l’efficacité du lobe principal de l’antenne.

La méthode du « chopper wheel « 

Au CSO où la majeure partie des données ont été prises ( voir la Partie 1 Chap. 3), l’étalonnage des données suit un schéma classique, communément adopté d’une part par les antennes uniques au sol comme le JCMT, l’IRAM-30m, et d’autre part par les télescopes spatiaux comme Herschel (HIFI ). Il s’agit d’utiliser la technique dite du « chopper wheel « . Concrètement, cette méthode consiste à comparer les émissions de diverses sources (chaude et froide) prises comme références. Ces émissions sont assimilables à des émissions de corps noirs correspondant à une certaine température T. La comparaison de ces émissions n’est possible qu’avec un élément mobile qui dirige successivement le signal des sources étalons vers les détecteurs. Précisément, la méthode du « chopper wheel  » va comparer la température d’une source chaude (Thot) avec celle d’une source froide (Tcold) puis avec la température du ciel « vide ». La source chaude est généralement un absorbant qui émet (sous forme de corps noir) à la température de la cabine où se déroulent les observations tandis que la source froide est une deuxième source dans la cabine à la température de l’azote liquide (Tcold = Tazote) ou à défaut une position sans émission de sources astrophysiques sur le ciel (« vide »)2. La comparaison entre les signaux reçus de la source froide et de la source chaude d’une part, de la position de la source et d’une position adjacente (ciel « vide ») d’autre part permet d’étalonner complètement le système et de déduire la température d’antenne T∗A. Les hypothèses importantes qui sont faites dans cette méthode, telle qu’elle est mise en oeuvre au CSO sont les suivantes (voir la documentation sur la calibration au CSO 3 et à l’IRAM-30m4) :
– Les bandes signal et image ont les mêmes gains
– La température de la source chaude est égale à celle de l’atmosphère qui est aussi égale à celle du sol
– On se place dans l’approximation Rayleigh-Jeans (hν <<kbT)
Il faut noter que la contribution de l’atmosphère (qui atténue le signal céleste d’un facteur exp −τZA=0(225)A avec A, la masse d’air telle que, à une élévation (el) donnée on ait : A = 1/sin(el) et avec une opacité à 225 GHz au zénith τZA=0(225), définie (pour ν =225 GHz) par l’Eq. 2.1) augmente très rapidement avec la fréquence. Aux hautes fréquences, la transmission est également très sensible à la quantité de vapeur d’eau. La forte absorption atmosphérique empêche toute observation dès que la quantité totale de vapeur d’eau dépasse 1 mm.
Aux fréquences élevées, l’hypothèse Rayleigh-JeansOn notera que dans les domaines radio, on a souvent recours à l’approximation de Rayleigh-Jeans : hν << kbT. On parle alors de la loi de Rayleigh-Jeans ou de la loi de Planck en convention Rayleigh-Jeans(BRJν (T)) qui s’écrit : BRJ(T) = 2ν2kbT , et J (T) = T. (2.2) ν c2 ν ) habituellement faite dans le domaine millimétrique devient moins bonne. Il est alors nécessaire de corriger les données à la main pour obtenir une meilleure échelle de température. Pour connaître précisément la valeur de ce facteur correctif, nous utilisons un programme disponible au CSO contenant les dernières mises à jour du modèle d’atmosphère ATM (voir Cernicharo et al. 1985 et la thèse de D. Pardo 1996). La Fig. 2.2 présente les facteurs correctifs à appliquer aux observations en fonction de l’angle au zénith (ZA soit aussi de l’élévation)et en fonction de τ225,ZA pour les fréquences suivantes : 345 GHz, 492 GHz, 691 GHz et 806 GHz. Ces figures découlent directement du programme ATM.

Le pointage

La qualité de l’alignement des optiques de l’antenne (miroirs primaires, secondaires…) est aussi un paramètre clé affectant la qualité des données astronomiques obtenues. En effet, de possibles désalignements peuvent se produire et provoquer une perte de puissance dans le lobe principal via un décalage dans le pointage. Il est donc primordial de veiller, entre autre, à conserver tout au long de la nuit un bon pointage. Pour cela, on utilise des sources bien connues qui servent d’étalons ; comme les planètes (Mars, Jupiter et Saturne). Malheureusement, il arrive que ces planètes soient trop basses sur l’horizon où qu’elles ne soient pas à proximité de la source étudiée. Dans la mesure du possible, pour effectuer un bon pointage, il faut prendre une source étalon peu éloignée de la source cible pour se placer dans les mêmes conditions atmosphériques, thermiques et mécaniques que lors des observations réelles. C’est pourquoi, on peut aussi avoir recours à d’autres étalons que les planètes : par exemple, des étoiles évoluées (R-Hya, IRC 10216, CRL 2688, CRL 618, NGC 7027, R-CAS, O-Ceti…). Après la phase d’observation des sources cibles, si une erreur de pointage apparaît, elle est alors difficile à isoler. Cependant, on peut estimer de combien l’antenne a dérivé en refaisant un pointage à la fin de la session d’observations. On corrigera alors manuellement du décalage déduit les positions des spectres que l’on pense affectées. Il s’agit d’une méthode assez grossière mais qui parfois, peut se réveler très utile notamment lors de la comparaison de données obtenues à diverses longueurs d’onde. La qualité du pointage est alors cruciale.

Table des matières

Introduction
I. Les Observations
1 Le fonctionnement des radiotélescopes
1.1 Un radiotélescope à antenne unique (single dish)
1.2 Un interféromètre (plusieurs antennes uniques travaillant simultanément)
1.3 Conclusion
2 La calibration des données en radioastronomie
2.1 Les sources de pollution
2.2 La calibration des données
2.3 Calibration des données interféromètriques
2.4 Conclusion
3 Présentation des observations – L’échantillon de galaxies
3.1 Les Antennes (NGC 4038 et NGC 4039) :
3.2 Arp 220 :
3.3 Centaurus A :
3.4 Henize 2-10 :
3.5 IC 10 :
3.6 IC 342 :
3.7 IRAS 10565+2448 :
3.8 M 51 :
3.9 M 82 :
3.10 M 83 :
3.11 Markarian 231 (Mrk 231) :
3.12 NGC 253 :
3.13 NGC 891 :
3.14 NGC 1068 :
3.15 NGC 3079 :
3.16 NGC 4736 :
3.17 NGC 6090 :
3.18 NGC 6946 :
3.19 Résumé des caractéristiques de notre échantillon
4 Le traitement des données – Les contraintes des modèles
4.1 Réduction et Calculs préliminaires
4.2 Comment comparer les spectres ?
4.3 Les contraintes des modèles : les rapports de raies
4.A Tableaux de valeurs des raies détectées
5 Les taux de refroidissement observés du C et du CO 117
5.1 Les taux de refroidissement observés pour chaque galaxie
5.2 Discussion
II. Les modèles
6 L’analyse ETL
7 La modélisation LVG
7.1 Description du modèle LVG
7.2 Procédure d’ajustement du modèle LVG aux observations – Détermination du meilleur modèle
7.3 Résultats obtenus sur notre échantillon de galaxies
7.4 Résumé des modèles LVGs
8 Les modèles PDRs 153
8.1 Description du modèle PDR
8.2 Procédure d’ajustement des modèles PDRs aux observations
8.3 Résultats obtenus sur notre échantillon de galaxies
8.4 Résumé et discussion des modèles PDRs
III. Perspectives – Etude multi longueurs d’ondes
9 La comparaison des émissions mm/submm du gaz avec l’émission FIR des poussières
9.1 Les données
9.2 Comparaison entre émissions du gaz et des poussières : corrélations ?
9.3 Discussion
9.4 Conclusions
10 Et avec l’émission IR moyen des PAHs ? 193
10.1 Contexte
10.2 Comparaison
10.3 Interprétations
10.4 Conclusions
11 Et à haute résolution ? 203
11.1 Contexte
11.2 Observations à haute résolution
11.3 Conclusions
Conclusions
Annexe
A Article publié
B Articles soumis/en préparation
Bibliographie

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