Conclusion

Dans ce chapitre, les principales notions ainsi que les principaux instruments ont été abordés et décrits, ce qui servira de base au lecteur pour comprendre plus facilement la calibration des données exposée au chapitre suivant.

Chapitre

2

La calibration des données en

radioastronomie

Sommaire

2.1 Les sources de pollution . . . . 24 2.1.1 L’atmosphère . . . . 24 2.1.2 Les autres sources de pollution liées aux émissions des sites

d’obser-vations . . . . 26 2.1.3 Les autres sources de pollution liées aux émissions du radiotélescope 26 2.2 La calibration des données . . . . 27 2.2.1 La méthode du "chopper wheel " . . . . 27 2.2.2 Le pointage . . . . 28 2.2.3 Autre correction à effectuer durant les observations . . . . 28 2.2.4 Correction de l’efficacité du lobe principal . . . . 30 2.3 Calibration des données interféromètriques . . . . 30 2.3.1 Calibration de la bande passante . . . . 31 2.3.2 Calibration de la phase . . . . 31 2.3.3 Calibration en amplitude . . . . 31 2.3.4 Calibration en flux . . . . 31 2.4 Conclusion . . . . 32

Les observations dans les domaines millimétrique et submillimétrique, tout comme dans les domaines optique, infrarouge, rayons X, ultraviolet,... nécessitent tous une technologie spécifique et des instruments adaptés (voir la Partie 1 Chap. 1). Les techniques d’observation tout comme les problèmes rencontrés lors de la calibration des données sont très différents d’une longueur d’onde à l’autre. Ici, nous allons présenter les principaux problèmes auxquels sont confrontés les astronomes lors de la calibration ou étalonnage des données pour des longueurs d’ondes millimétriques et submillimétriques (0.3mm < λ < 3mm soit 100 GHz < ν < 850 GHz).

Les observations présentées dans la Partie 1 Chap. 3 sont réalisées avec une antenne unique : Le CSO (voir la photo de la Fig 1.2 dans la Partie 1 Chap. 1). Il existe des données obtenues à plus grande résolution (voir la Partie 3 Chap. 11) réalisées avec l’interféromètre de l’IRAM-PdB (voir la photo de la Fig 1.4 dans la Partie 1 Chap. 1).

En résumé, un radiotélescope (antenne unique ou interféromètre) est un récepteur sensible aux rayonnements émis par l’intégralité de son environnement non seulement proche (l’atmo-sphère, le sol, la cabine...) et lointain (les objets célestes) mais aussi sensible à ses propres émissions (antennes et récepteurs). Lors de la calibration des mesures, il s’agit d’estimer cha-cune de ces contributions afin de les extraire le plus efficacement possible du signal global et

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ainsi ne conserver que le signal issu de la source étudiée. On remarquera que parmi toutes ces contributions, celles liées au télescope (antenne et chaîne de détection) sont plus aisément quantifiables que celles qui sont indépendantes de l’instrument (les conditions atmosphériques, l’émission du sol...). Nous allons suivre pas à pas la calibration effectuée par un observateur durant une session d’observation au CSO mais précédemment, nous détaillerons les sources de pollution du signal.

2.1 Les sources de pollution 2.1.1 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’exl’ex-tinction 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

2.1 Les sources de pollution 25

Fig.2.1 – Représentation de la transmission atmosphérique au CSO, T(ν) = exp(−τZA(ν)). Suivant la contenance en vapeur d’eau de l’atmosphère (0.5 mm en haut, 1mm au milieu et 2mm en bas), cette transmission diminue. 1mm de vapeur d’eau correspond à une opacité à 225 GHz d’environ 0.05.

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éloignées de celles des raies de la vapeur d’eau,

τ_ZA=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’air1, 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 (τ_ZA(ν)), il faut multiplier l’opacité calculée au zénith (τ_ZA=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, τ_ZA=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, τ_ZA=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.

2.1.2 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’arrièredu 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.

2.1.3 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

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En 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 GHz