Äîêóìåíò âçÿò èç êýøà ïîèñêîâîé ìàøèíû. Àäðåñ îðèãèíàëüíîãî äîêóìåíòà : http://www.ipa.nw.ru/PAGE/aspirantura/literatura/maintoux.pdf Äàòà èçìåíåíèÿ: Fri Feb 19 18:24:45 2016 Äàòà èíäåêñèðîâàíèÿ: Sun Apr 10 01:20:50 2016 Êîäèðîâêà: Ïîèñêîâûå ñëîâà: mars polar lander

RADIOASTRONOMIE

Notions de base
J-J. MAINTOUX ­ F1EHN Original : Octobre 2008 Mise Þ jour : DÈcembre 2009


Radioastronomie - Sommaire
Les ondes ÈlectromagnÈtiques Principales caractÈristiques d'un tÈlescope Les pionniers de la radioastronomie Quelques radiotÈlescopes modernes Radioastronomie amateur Radioastronomie Solaire et Lunaire Radioastronomie Þ 21 cm
Observation de notre galaxie (principes) Bibliographie et sites web utilisÈs pour cette note :
Extraits de « Technical developments » at IRA-INAF (PrÈsentation de l'observatoire de Medicina (Italie) http://www.med.ira.inaf.it/index_EN.htm http://www.techno-science.net/?onglet=glossaire&definition=3265 http://radiometrie.free.fr/I-A.htm Observatoire de Paris - Les antennes
http://www.lesia.obspm.fr/plasma/Goutelas2007/Presentations/Picard/Picard-Ant.pdf

Hands on universe

http://www.fr.euhou.net/index.php?option=com_frontpage&Itemid=1


Longueurs d'onde visible: Les rayons du soleil sont rÈflÈchis => Phases lunaires

Ex : La LUNE
Longueurs d'onde radio: Corps noir chaud rayonnement (200 K) Pas de phase lunaire



Quelques caractÈristiques d'un radiotÈlescope SensibilitÈ proportionnelle Þ D² RÈsolution proportionnelle Þ /D

Avec D = DiamÕtre du rÈflecteur et = longueur d'onde

En optique : Pupille humaine :
~ 10-3 mm D = 5 mm 1'


D= 30 m
En radio Þ 21 cm

30' 10'

D= 80 m D=700 m 1'


Naissance de la Radioastronomie
Karl Guthe Jansky dÈcouvrit en 1932 que notre Galaxie Èmettait des ondes radio. Le signal le plus intense provenait du centre de la voie lactÈe, dans la constellation du Sagittaire. La dÈcouverte fut rendue publique, notamment dans le New York Times du 5 mai 1933. May 5, 1933

Karl Jansky (1905 ­ 1950)


Les premiers rÈsultats scientifiques
Grote Reber (1911 ­ 2002)

(radioamateur W9GFZ)

Wheaton, IL: 10-m antenna 1)detected 160-MHz from Milky Way in 1938 2)Discrete sources: Cas A, Cen A

Un peu d'histoire... sur le web ....


Quelques observatoires modernes...
Le « Very Long Base Interferometry » voir http://www.jive.nl


Quelques observatoires modernes...
Site de Nancay voir http://www.obs-nancay.fr


La radioastronomie amateur
La radioastronomie amateur est assez peu dÈveloppÈe en France. La radioastronomie est l'astronomie des ondes radio. Elle complÕte naturellement les observations traditionnelles dans le domaine visible.
Voir http://eracnet.org/ ou http://radio-astronomy.org/

Pour cette note, les points prÈsentÈs sont limitÈs Þ l'observation du soleil, de la lune et de la raie H1 de l'HydrogÕne Þ 21cm.

Radioastronomie et astronomie ­ Associations ARRL/F6KSX et AAV


Station de radioastronomie
Le schÈma synoptique reste identique pour les diffÈrentes frÈquences reÃues LNA Mesures Traitement du signal reÃu RÈcepteur RF +O.L.

FI

RF

O.L : Oscillateur local utilisÈ pour la conversion RF/FI => FI = RF ­ OL par ex. RF : Radio frÈquence => correspond Þ la bande de frÈquence utilisÈe FI : FrÈquence intermÈdiaire. Cette frÈquence plus basse permet de vÈhiculer les signaux avec une attÈnuation rÈduite et autorise un filtrage plus sÈlectif adaptÈ Þ la bande d'intÈrÉt et facilite la dÈtection et le traitement. Ces traitements sont difficiles Þ rÈaliser directement en RF. La sensibilitÈ de la station est dÈterminÈe par le diamÕtre de l'antenne (son gain) et sa tempÈrature de bruit systÕme (ici on nÈglige les imperfections de l'antenne tels les lobes secondaires par exemple).


Station de radioastronomie
Le schÈma synoptique reste identique pour les diffÈrentes frÈquences utilisÈes LNA Mesures Traitement du signal reÃu RÈcepteur RF +O.L.

FI

RF

Source

LNA : Amplificateur Þ faible bruit et gain ÈlevÈ. Il dÈtermine la tempÈrature de bruit du systÕme Tsys en degrÈs Kelvin (K).

Tsys = Tant + (Lr-1)*290K) + LrTr
av ec Lr : pertes liaisons source/LNA ex Lr= 1.047 (0.2dB) en 3cm Tr : tempÈrature de bruit du rÈcepteur (LNA si gain suffisant) ex Tr = To (nf-1) soit Tr = 75K (si NF = 1dB) nf = 10^(NF/10) et To = 290 K orte donc 2 parties : partie fixe dÈpendant de la conception du rÈcepteur partie variable (TempÈrature d'antenne = Tant) dÈpendant de la direction par l'antenne et de ses performances (voir page suivante).

Tsys comp · Une · Une visÈe


L'antenne
L'antenne utilise gÈnÈralement un rÈflecteur parabolique. Sa taille est de l'ordre de 1 Þ qq mÕtres pour les stations « amateur ». La tempÈrature d'antenne est affectÈe par :
Le fond diffus cosmologique (ou CMB pour Cosmic Microwave Background), La galaxie, L'atmosphÕre L'environnement (le sol, les bÁtiments...)

La configuration d'antenne influe Ègalement
Prime focus : le spillover voit le sol
=> Ta plus ÈlevÈe

Cassegrain : le spillover voit le ciel
=> Ta plus faible


Radioastronomie solaire
Le but est de dÈterminer la tempÈrature de brillance du soleil. Aux frÈquences radio utilisÈes par les amateurs et avec les rÈsolutions d'antenne utilisÈes, le soleil est considÈrÈ comme un « corps noir ». DÈfinition sur http://www.techno-science.net/?onglet=glossaire&definition=3265 Un corps noir absorbe toutes les radiations qu'il reÃoit. Il Èmet suivant la loi de Plank Sa brillance ou densitÈ de puissance rayonnÈe est rÈgit par la loi de Stefan-Boltzmann => E = .Teff4
OÛ = constante de Stefan-Boltzmann et OÛ Teff = TempÈrature effective du corps.

Pour dÈterminer la tempÈrature de brillance :
On effectue une premiÕre mesure en pointant l'antenne vers une source de rÈfÈrence (le sol (peu stable), le ciel froid (qq K) ou en plaÃant la source dans une enceinte simulant un corps noir Þ une tempÈrature connue. On obtient alors une niveau de rÈfÈrence Nr On effectue ensuite une seconde mesure en pointant l'antenne vers le soleil. On obtient alors une niveau reÃu sur le soleil Ns


Radioastronomie solaire
La dimension des antennes amateur est telle que le soleil ne remplit pas totalement le lobe de rayonnement de l'antenne. Il intervient alors un facteur correctif appelÈ facteur de dilution Ègal Þ l'angle solide sous lequel est vu le soleil divisÈ par l'angle solide de l'antenne soit = soleil / antenne, avec: soleil = 2 * (1 - cos ) avec = 1/2 angle solaire antenne = 4 / G (avec G = DirectivitÈ de l'antenne)

On peut donc en dÈduire la tempÈrature de brillance du soleil Tb = Ns / Nr * 1/ * Treference Remarque : si l'antenne utilise une source simple polarisation (rectiligne H ou V, circulaire), alors la moitiÈ du flux solaire est reÃue.


Radioastronomie lunaire
Le but est de dÈterminer la tempÈrature de brillance de la lune. Aux frÈquences radio utilisÈes par les amateurs et avec les rÈsolutions d'antenne utilisÈes, la lune est considÈrÈ comme un « corps noir ». DÈfinition sur http://www.techno-science.net/?onglet=glossaire&definition=3265 . Le principe de mesure est donc identique Þ celui de la radioastronomie solaire L'angle solide de la lune est identique Þ celui du soleil. La principale diffÈrence est dans le niveau reÃu (ou la tempÈrature d'antenne orientÈe vers la lune). La lune prÈsente une tempÈrature de 200K alors que celle du soleil est proche de 6000K


Observation de notre galaxie Þ 21cm
De 5 Þ 10% de la masse totale de notre Galaxie se prÈsente sous forme d'hydrogÕne atomique prÈsent dans le milieu interstellaire. L'Ètude de ce milieu, froid, est possible par l'observation de la raie Þ 21 cm.

Vue d'artiste de la Voie LactÈe (Credit & Copyright: Mark Garlick, Space-Art. Astronomy Picture of the Day on 2005 Jan 4).


Raie de l'HydrogÕne atomique (HI ou H1)
PrÈdiction thÈorique: H.C. van de Hulst (1944)
Au sein d'un nuage d'hydrogÕne, des collisions entre atomes se produisent ; elles ont pour effet de faire passer l'atome du sous niveau infÈrieur au niveau fondamental Þ son sous niveau supÈrieur; c'est-Þ-dire que l'Èlectron renverse son spin. Ces collisions sont trÕs rares car le milieu interstellaire est trÕs diluÈ mais plus frÈquentes que le taux de dÈsexcitation spontanÈe. La durÈe de vie du niveau supÈrieur est de 107 ans. => Il y a donc peuplement du niveau supÈrieur. Le dÈpeuplement de ce niveau se fait par collision et dÈsexcitation spontanÈe en produisant un photon Þ la longueur d'onde de 21 cm qui correspond Þ la diffÈrence d'Ènergie entre ces 2 niveaux. La raie H1 devrait Étre difficile Þ dÈtecter mais les quantitÈs d'hydrogÕne sont trÕs importantes. => Relativement facile Þ dÈtecter

DÈcouverte observationnelle en 1951 ­ Ewen & Purcell USA ­ Muller & Oort Hollande


Raie de l'HydrogÕne atomique (HI ou H1)
Rayonnement Èmis Þ 1420.406 MHz soit 21cm de longueur d'onde. Parfaitement dans la fenÉtre radio « observable » depuis la terre.


Observation de notre galaxie Þ 21cm
Notre position dans la galaxie


Observation de notre galaxie ­ RepÕres
l = Longitude galactique


Observation de notre galaxie Þ 21cm
Effet Doppler
Les Èmissions radio de l'hydrogÕne sont quasiment observables dans tout le plan galactique En observant les Èmissions radio de l'hydrogÕne, nous pouvons Ègalement en apprendre sur le mouvement des nuages du gaz hydrogÕne dans notre Galaxie. En effet, il est possible de relier la frÈquence observÈe du signal Þ la vitesse du gaz Èmetteur, grÁce Þ ce que l'on appelle l'effet Doppler. Le rÈcepteur doit donc comporter un spectromÕtre capable de restituer une mesure prÈcise du dÈcalage Doppler.


Observation de notre galaxie Þ 21cm
Effet Doppler
A cause de la rotation de notre Galaxie, Þ chaque direction d'observation correspond une rÈgion de HI possÈdant une vitesse relative particuliÕre (vue du systÕme solaire). Par consÈquent, l'Èmission du HI Þ la frÈquence de 1420,406 MHz subit un dÈcalage Doppler fonction de la vitesse relative du gaz HI observÈ. Cette Èmission produit un spectre en Èmission diffÈrent en fonction des zones observÈes dans la Galaxie.


Observation de notre galaxie Þ 21cm
Le signal reÃu est traitÈ par un programme ultra rapide qui, Þ l'aide de la technique de la TransformÈe de Fourrier (dÈcomposition en composantes frÈquentielles) nous permet d'obtenir le spectre radio Þ 21 cm. l = Longitude galactique


Observation de notre galaxie Þ 21cm
A partir de la vitesse, il est alors possible de remonter Þ la position du nuage et ainsi de tracer la carte de notre Galaxie (la voie lactÈe) en accumulant les mesures pour diffÈrentes directions.


Observation de notre galaxie Þ 21cm
GÈomÈtrie de la galaxie
R0 = dist Soleil / Cente Gal. = 8.5 kpc V0 = vitesse rotation galact. = 220 km/s l = l o n g i tu d e g a l a c ti q u e S = position du soleil M = p o s i ti o n d u n u a g e d e g a z

Vr = proj. Vit. M ­ proj. Vit. Soleil


Observation de notre galaxie Þ 21cm
Comment le gaz tourne-t-il ?
Spect re moy ennÈ c orrigÈ sur 8192bloc s 60 50

40

Kelvins

30

20

10

0

-10 -1

-0. 8

-0. 6

-0.4

-0. 2 0 0. 2 0. 4 Doppler [ MHz ] - 4096 Ech

0.6

0. 8

1

Il peut y avoir de nombreux nuages le long de la ligne de visÈe et obtenir plusieurs constituants spectraux. Le constituant ayant la plus grande vitesse Vr max vient du nuage au point tangentiel T oÛ nous observons le vecteur vitesse tout entier le long de la ligne d e v i s È e . A c e p o i n t ta n g e n ti e l n o u s a v o n s : R = R0.sinl et donc V = Vr max + V0.sinl En observant Þ des longitudes galactique diffÈrentes, nous pouvons mesurer Vr,max pour diffÈrentes valeurs de l. Nous pouvons alors calculer R et V pour chaque l et dÈterminer la courbe de rotation V (R).


Observation de notre galaxie Þ 21cm
OÛ se trouve le gaz ?
Contrairement Þ la courbe de rotation des systÕmes comme le systÕme solaire avec une grande masse centrale, la plupart des galaxies prÈsente des courbes de rotation plates, car V (R ) ne dÈpend pas de R au-delÞ d'un certain rayon. V(R) = constante La vitesse angulaire varie comme 1/R. La matiÕre prÕs du centre est en rotation avec une vitesse angulaire plus grande que la matiÕre plus ÈloignÈe. Pour de grands rayons, les vitesses sont manifestement plus grandes que dans des cas KÈplÈrien et cela est une preuve de l'existence de matiÕre supplÈmentaire pour des grands rayons. C'est une voie indirecte pour montrer l'existence de la matiÕre sombre dans la galaxie. Courbe de rotation de la voie lactÈe

Courbe de rotation attendue suivant loi de KÈpler


Observation de notre galaxie Þ 21cm
OÛ se trouve le gaz ?
Si V(R) = constante alors l'Èquation dev i ent
R0 l r

Dans le triangle CSM nous avons la relation suivante : C'est une Èquation du second degrÈ en r, qui a deux solutions possibles r = r + et r = r - :

M

· Si cos l <0 (quadrants II ou III), on peut montrer qu'il n'y a qu'une et une seule solution positive r+ car R est toujours plus grand que R0. · Dans les autres quadrants, il y a 2 solutions positives. Si on obtient deux solutions positives, on devra observer selon la mÉme longitude galactique mais Þ une latitude diffÈrente afin de dÈterminer quelle solution est correcte. · Les valeurs nÈgatives de r sont ÈliminÈes car elles n'ont pas de rÈalitÈ physique.


Observation de notre galaxie Þ 21cm
Pour complÈter cette prÈsentation se reporter aux prÈsentations suivantes : Traitement des signaux en 21cm RÈcepteurs

Toutes les prÈsentations concernant la radioastronomie sont prÈsentes sur le site Internet de JJ MAINTOUX - F1EHN < http://www.f1ehn.org >. Puis voir page « Radioastronomie ».


Observation de notre galaxie Þ 21cm
L'institut d'ONSALA a ÈditÈ une note dont de nombreux extraits sont publiÈs dans les planches prÈcÈdentes. Des rÈsultats de mesures effectuÈes avec le radiotÈlescope SALSA* permettent de bien analyser et prÈparer l'observation de notre galaxie Þ 21cm. Retrouver cette note ici
http://www.fr.euhou.net/docupload/files/traductions/sources/radiosuede.pdf

Le RadiotÈlescope SALSA Such A Lovely Small Antenna =>

A suivre... La station de radioastronomie ARRL/F6KSX-AAV fait l'objet de descriptions sÈparÈes prÈsentes sur le site Internet de JJ MAINTOUX - F1EHN.