Notions de radioastronomie millimétrique

Température de brillance, température physique et température d’antenne

Il existe en radio-astronomie plusieurs grandeurs appelées températures, qui ne représentent pas la température physique d’un corps mais une densité de flux dans un angle solide donné. Même si elles sont exprimées dans la même unité (le Kelvin), elles s’expriment sur des échelles différentes. Cette notation provient du fait qu’aux plus grandes longueurs d’onde, pour lesquelles lestechniques radio astronomiques ont été développées initialement, la température d’un corps et la radiance de son émission thermique sont proportionnelles.

Caractéristiques d’une antenne radio

– Diagramme de rayonnement
La taille et la forme d’une antenne déterminent son diagramme de rayonnement (ou fonction d’appareil) : il s’agit de la fonction définissant la contribution relative de chaque portion de ciel à la température d’antenne mesurée. Cette fonction (Gant) est la transformée de Fourier de la pupille diffractante constituée par l’antenne. Si l’on considère que la pupille est parfaitement circulaire, le diagramme de rayonnement est égal à la fonction de Bessel J0. La section de ciel qui contribue le plus à la mesure est assez réduite en taille et de forme approximativement gaussienne : elle constitue le lobe primaire. D’autres portions de ciel, situées dans les lobes dits secondaires, ont une contribution plus faible, mais qui ne doit pas être négligée dans la cas des sources étendues. Les lobes secondaires peuvent être situés à de grandes distances du lobe primaire, et même derrière le télescope. Pour caractériser le diagramme de rayonnement d’une antenne, on définit par Feff (forward efficiency) la portion du rayonnement total reçu qui provient de l’avant du téléscope et Beff (beam efficency) la portion provenant du lobe primaire.

– Résolution spatiale
Etant donné la forme gaussienne du lobe primaire, une source située au centre du lobe contribue beaucoup plus qu’une source située au bord. La largeur à mi-puissance du lobe primaire (HPBW, pour Half Power Beam Width), qui est approximativement estimée à λ/D où D est le diamètre du téléscope, représente l’angle solide d’ou provient la majorité du rayonnement. Elle constitue donc la résolution spatiale de l’antenne. Par exemple, avec une antenne de 12 m de diamètre (APEX), la résolution atteint environ 14″ à 350 GHz, et 7″ à 700 GHz. Cette grandeur n’est pas une résolution au sens cartographique, puisque dans le cas des récepteurs à un seul canal (ce qui est la plupart du temps le cas pour les récepteurs hétérodynes), seule une région de la taille de la résolution spatiale est observée à la fois (la résolution spatiale est égale au champ de vue de l’instrument). La seule facon d’obtenir une carte est alors de changer le pointage du télescope. Avec les bolomètres (MAMBO à l’antenne IRAM30m par exemple) et les récepteurs hétérodynes à plusieurs canaux (dits multi − beam, comme HERA à l’antenne IRAM-30m), autant de régions du ciel adjacentes que de canaux sont observéessimultanément.

– Efficacité d’antenne (ηa)
Une antenne radio est construite sur les mêmes principes, optiquement parlant, que ceux d’un téléscope visible : elle concentre les ondes lumineuses vers un sub réflecteur de forme hyperbolique, qui renvoie la lumière vers le récepteur. Dans le cas des observations millimétriques, l’antenne est une surface pleine de forme parabolique recouverte d’un matériau fortement réfléchissant.

Instrumentation

Récepteurs hétérodynes

On qualifie d’hétérodyne tout récepteur qui utilise le mélange de fréquences pour détecter une onde électromagnétique de manière cohérente (en préservant la phase). Le signal d’entrée est l’onde électromagnétique provenant du ciel et convoluée par la fonction d’appareil de l’antenne, dans la bande de fréquence pour laquelle l’antenne est efficace. Ce signal est concentré dans un cornet rainuré (canal). Pour pouvoir être amplifiée avant d’être mesurée par le détecteur, l’onde doit être convertie en un signal de fréquence plus basse (de l’ordre de quelques GHz). Dans ce but, une onde de fréquence stabilisée νLO, générée par un oscillateur local, est injectée avec le signal d’entrée de fréquence νciel dans un mélangeur, élement non linéaire qui produit en sortie un signal autour de la fréquence intermédiaire νIF = |νciel − νLO|. Le filtre de l’amplificateur IF est sensible à deux bandes, USB et LSB (pour Upper/Lower Side Band) dont la bande passante disponible est ∆ν . L’échantillonnage en canaux de fréquences est effectué en sortie par un spectromètre (corrélateur ou banque de filtres), dont la résolution spectrale est choisie pour les besoins du projet scientifique : si l’on s’intéresse à des spectres, une résolution de 100 kHz à 1 MHz est nécessaire pour résoudre les raies, alors que si l’on veut mesurer une émission continue, une très basse résolution spectrale (plusieurs centaines de MHz) est suffisante. Des systèmes de réjection permettent de sélectionner seulement la bande USB ou LSB si on le souhaite. En bout de chaine, un détecteur génère un courant proportionnel à la puissance reçue dans chaque canal spectral.

Bolomètres

Ce type d’instrument est utilisé pour mesurer une émission continue, car il intègre le signal sur une large bande (quelques dizaines de GHz), ce qui empêche de résoudre tout signal de type spectral. Comme avec un récepteur hétérodyne, le signal d’entrée arrive via un cornet,mais cette foisle signal est directement absorbé par un détecteur maintenu à très basse température (avec de l’He à 0.3 K). L’absorption des photons incidents se traduit par une augmentation de la température et de la résistance du détecteur. La résistance est mesurée dans un circuit et convertie après calibration en Jansky. Le facteur de conversion (counts/Jy) est déterminé par l’observation d’une source de référence (planète). Grâce à leur grande bande passante, les bolomètres sont extrêmement sensibles à l’émission continue, ce qui limite aussi les conditions d’observation possibles : il faut que le ciel soit très stable. Généralement plusieurs cornets sont disposés en grille, ce qui permet de cartographier instantanément des régions de quelques minutes d’arc.

Mesure de TA et TB avec un récepteur héterodyne

– Mesure en température d’antenne
La mesure de la puissance à la sortie de l’instrument s’exprime en unités de température d’antenne (Kelvin). La réponse des instruments étant proportionnelle au flux reçu, le facteur de conversion des températures d’antenne en Jansky est le gain de l’antenne (en K/Jy), qui est proportionnel à son aire collectrice : plus celle ci est grande, plus il y a de flux reçu et plus la puissance mesurée est grande pour une densité de flux donnée. La détermination de ce facteur est possible grâce à une calibration à l’intérieur du système : une source froide (azote liquide à 77 K) et une source chaude (ECOSORB à 290 K) sont observées pour établir l’échelle linéaire des températures d’antenne, et mesurer la température équivalente de bruit du système, Trec. L’échelle absolue est déterminée par l’observation d’une source de référence.

– Elimination de la contribution du ciel
La température d’antenne Ttot mesurée à la sortie de l’instrument inclut tout le rayonnement reçu par le système : celui de la source, du ciel, et du bruit produit par l’instrumentation (Trec). Le but étant de mesurer l’intensité de la source, il faut essayer de retrancher les autres contributions. Une technique classique consiste à mesurer alternativement la source (observation « on ») et une région du ciel proche de la source, mais où sa contribution est nulle (observation « off »), en faisant osciller de façon périodique soit le sub-réflecteur (wobbler switch) soit le téléscope lui même (position switch) : on appelle ce mode d’observation « on-off ». Pour la mesure « on », on mesure TON = TA + Tciel + Trec, alors que dans la cas de la mesure « off », on ne mesure que TOFF = Tciel + Trec. La soustraction des deux mesures donne TA, température d’antenne provenant de la source, à la fluctuation temporelle du ciel près.

– Rôle de l’atmosphère
La température d’antenne ainsi obtenue TA doit être corrigée de l’absorption atmosphérique, qui dépend de sa position sur la sphère céleste. La masse d’air traversée (A), égale à 1 au zénith, varie approximativement en A = 1/ sin(el), où el est l’élévation de la source. Si l’atmosphère n’est pas transparente à la fréquence observée, une certaine quantité du rayonnement provenant de la source est absorbée, d’autant plus que la masse d’air traversée est grande.

Table des matières

INTRODUCTION
I Notions de radioastronomie millimétrique
1 Instrumentation et grandeurs en radio-astronomie millimétrique
1.1 Température de brillance, température physique et température d’antenne
1.2 Caractéristiques d’une antenne radio
1.3 Instrumentation
1.3.1 Récepteurs hétérodynes
1.3.2 Bolomètres
1.4 Mesure de TA et TB avec un récepteur héterodyne
1.5 Sensibilité des observations hétérodynes
1.6 Séquence d’observation en hétérodyne
2 Principes de l’interférométrie millimétrique
2.1 Mesure d’une visibilité : l’interféromètre à 2 antennes
2.2 Réseau interférométrique et synthèse d’ouverture
2.3 Méthodes d’imagerie
2.4 Sensibilité d’un interféromètre
2.5 Acquisition et calibration de données interférométriques
2.6 Comparaison des performances des antennes uniques et des interféromètres
3 Panorama des instruments en millimétrique
3.1 Instruments à antenne unique
3.1.1 IRAM-30m
3.1.2 APEX
3.2 Interféromètres
3.2.1 IRAM-Plateau de Bure
3.2.2 SMA
3.2.3 CARMA
4 Le réseau ALMA
4.1 Projet et objectifs scientifiques
4.2 Estimation de la sensibilité
4.3 Simulation de la cartographie avec ALMA
II Atmosphères
5 Description et modélisation de l’émission thermique d’une atmosphère
5.1 Emission d’un gaz dans le domaine millimétrique
5.1.1 Population des niveaux d’énergie d’une molécule
5.1.2 Emission thermique d’un gaz
5.1.3 Intensité et largeur d’une raie rotationnelle
5.2 Modélisation d’une atmosphère et transfert radiatif
5.2.1 Les équations du transfert radiatif
5.2.2 Interprétation d’un profil de raie
6 Etude de l’atmosphère de Io
6.1 Modèles physiques de l’atmosphère de Io
6.1.1 Mécanismes pour la production et le maintien de l’atmosphère
6.1.1.1 Modèles volcaniques
6.1.1.2 Modèles de sublimation
6.1.1.3 Sputtering
6.1.2 Modèles dynamiques
6.1.3 Modèles thermiques
6.2 Les observations de l’atmosphère de Io à différentes longueurs d’onde
6.2.1 Observations UV
6.2.2 Observations millimétriques
6.2.3 Observations infrarouges
6.3 Description des données analysées : caractéristiques techniques et qualité
6.3.1 Observations à l’IRAM-30m
6.3.2 Observations au PdBI
6.3.3 Observations au SMA
6.4 Analyse des données
6.4.1 Profils de raies
6.4.1.1 Obtention des spectres
6.4.1.2 Résultats
6.4.2 Distribution de l’émission spectrale
6.4.2.1 Cartographie
6.4.2.2 Analyse dans le plan (u, v)
6.4.3 Cartographie des décalages Doppler
6.5 Modélisation des données
6.5.1 Modèle numérique utilisé
6.5.2 Modèles hydrostatiques
6.5.2.1 Modèles de distribution du gaz
6.5.2.2 Profils de température
6.5.2.3 Dynamique atmosphérique
6.5.3 Modèles volcaniques
6.6 Interprétation des données
Modèles hydrostatiques
6.6.1 Quantité de SO2
6.6.2 Température atmosphérique
6.6.3 Dynamique
6.6.4 Distribution spatiale de SO2 : comparaison aux modèles hydrostatiques
6.6.5 Evaluation du rapport SO/SO2
Modèles volcaniques
6.6.6 Allure des raies produites par les plumes volcaniques
6.6.7 Contribution possible à la dynamique atmosphérique
6.6.8 Comparaison aux modèles de distribution volcanique
6.6.8.1 SO2
6.6.8.2 SO
6.6.9 Nombre de plumes nécéssaires pour l’émission de SO2
6.6.10Nombre de plumes nécéssaires pour l’émission de SO
6.7 Conclusions
6.7.1 Un modèle de SO2 étendu, froid et peu dense
6.7.2 La sublimation comme source principale du SO2
6.7.3 Une dynamique dominée par la géographie des zones glacées
6.7.4 Hypothèses sur l’origine de SO
6.8 Perspectives observationnelles avec ALMA
7 Etude du rayonnement de Vénus à 115 GHz
7.1 Présentation de l’atmosphère de Vénus
7.1.1 Caractéristiques principales
7.1.2 Observation de la dynamique atmosphérique
7.1.2.1 Nuages et troposphère (< 70 km)
7.1.2.2 Thermosphère (> 110 km)
7.1.2.3 Mésosphère
7.2 Observations au Plateau de Bure en soutien à la mission VEx
7.2.1 Contexte
7.2.2 Description des observations au PdBI
7.3 Mesure des décalages Doppler dans la raie de CO
7.3.1 Analyse des données
7.3.2 Interprétation
7.4 Mesure de l’émission continue de Vénus à 115 GHz
7.4.1 Nature de l’émission continue dans le millimétrique
7.4.2 Interprétation des données
7.4.3 Conclusion
III Surfaces
CONCLUSION

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