t int = 524.288 N sub

. La résolution fréquentielle des données peut à nouveau être dégradée pour diminuer leot de données. Les spe trespeuvent aussi être intégrésen temps avant d'être é ritssurdisque. Destestsobservationnelsontétéee tuésàunelongueurd'ondede21 m surla galaxie pg 0031653 selon laméthode duON-OFF.Toutes les 40se ondes, le hariot alterne des observations sur la galaxie et légèrement à té. Soustraire les observations hors sour e (OFF) de elles sur sour e (ON) permet d'enlever la plus grande partie des interféren es nonimpulsionnelles. Pour permettre ette te hnique,l'instrumentation sortait desspe tresintégréspendant 4 se ondesetpré isément datés.La gure2.10montre les 32 spe tres de 4 MHz mis bout à bout etave 104 intégrations de 4s. La gure 2.11 montre un agrandissement du spe tre de la galaxie entrée sur 1408.7 MHz, ave une stru ture ara téristique fa ilement identiable, orrespondant à l'hydrogène ontenu dans les deux brasspiraux.Lastru turevers1410MHz orrespondàdesvariationsdelalignedebasesur les bordsd'un anal de 4MHz qui nepeuvent êtreenlevées par laméthode du ON-OFF.

2.6 Perspe tives

Toutel'instrumentation présentéedans e hapitreest baséesurlaSerendip Vqui peut gérer une bande de 128 MHz. Or, les ré epteurs du Radiotéles ope peuvent fournir une bande de 400 MHz. Pour gagner un fa teur en sensibilité S

∼ ^q400₁₂₈

,on a her hé et trouvé une solution de rempla ement à la Serendip V : la ROACH

1

, une arte onstruite par CASPER.

La ROACH est ouplée à une arte d'a quisition ADC à 1 GHz. Cette arte est assezrapidepourpouvoiré hantillonnerlesignalde0à500MHzàdeuxfoislafréquen ede

Figure 2.10: Chaque gure présente les 32 anaux de 4 MHz produits par la Serendip V auxquels on a appliqué une FFT puis remis bout à bout. La première gure présente le spe tre de 128 MHz sur la sour e, PGC0031653. Celui du milieu est le spe tre obtenu en visantà tédelasour e.Legraphiquedubasestladiéren edesdeuxspe trespré édents ouON-OFF.Larésolution fréquentielleestde2kHz.Letempsd'intégrationtotalestde416 se ondesetlasour e estvisible vers1408-1409 MHz.

Figure 2.11: Agrandissement du spe tre de pg 0031653 obtenue par la méthode du ON-OFF.Lalignedebasevarielégèrement vers1410 MHz,lasoustra tionON-OFFn'étantpas parfaitesurles bords des anauxde 4 MHzproduits par lePFB de laSerendip V.

Nyquistetainsisepasserdumélangeuranalogiquedetype omplexe.Ave sesquatresorties 10 Gb/s, laROACH pourra distribuer 125 MHz de bande utile à 4 serveurs munis ha un de 2 GPU GT 280. Ave des fon tions de transposition de matri e, le GPU pourra très rapidement réorganiser lesé hantillons temporels. Deplus, j'aimontré au paragraphe 2.4.3 qu'une GT 280 pouvait dédisperser etempiler les données en temps réel une bande de 100 MHz.Lesserveursà basedeGPUs serévèlent don ommedessolutions très avantageuses entermedeperforman es,deprixetdesimpli ité.Eneet,toutesleste hniquesné essaires àl'observation despulsarssont programmables dansles GPUs.

Pourunmodespe tromètrehauterésolution,onpourraaussienvisagerle asoùla ROACHn'appliqueraplusdePFBpourdiviserlabandetotaleensous- anaux.Elleenverra juste des blo s de données sur des temps d'observation très ourts maissur une bande de 400MHz.EnsuitelesGPUsappliquerontdesFFTssur es400MHzdebandepourproduire des spe tres. Cela a pour avantager d'éliminer les problèmes de variation de ligne de base surles bords de anaux produits par lePFB.

Chapitre 3

A la re her he de nouveaux pulsars

Depuis la dé ouverte du premier pulsar il y a plus de quarante ans maintenant (Hewish etal.1968 ), lesdiérentssondages ontpermisde fairepasserlenombredepulsars onnus à plusde 1800 à e jour.Les motivations pour re her herde nouveaux pulsarssont nombreusesetamènent très souvent àdes dé ouvertes insoupçonnées :

 La ré ente dé ouverte du pulsar double (Burgay etal. 2003; Lyneetal. 2004 ) a déjà permis les tests les plus pré is de la Relativité Générale en hamp fort (Kramer etal.2006 ).

 Trouver d'hypothétiques pulsars ave despériodes inférieures à la millise onde permettrait de ontraindre l'équation d'état de la matière de es étoiles et de rejeterde nombreuxmodèlesexistants (Lattimer&Prakash2001 ).

 Onpourrait aussimieux ontraindre lapopulation de pulsars. Ce n'est par ex-emplequeré emment qu'unenouvelle populationdepulsars,éteintslamajorité dutemps, lesRRATS, aété miseàjour par M Laughlin etal. (2006).

 La déte tion d'un fond d'ondes gravitationnelles requiert le hronométrage de 20 pulsars millise ondes ave une pré ision sur les temps d'arrivée de 100 ns pendant 5 ans(Jenet etal. 2005 ). A tuellement, trop peu de pulsars ave ette qualité de hronométrage sont onnus.

fa teurs.

Lespremiers sondages de pulsars ont étémenés à basse fréquen e, autour de 400 MHz.Celapermetdeproterd'unlobed'antenneplusgrand(

∝ _D^λ

,ave

λ

lalongueurd'onde durayonnement et

D

,lediamètredutéles ope)parrapportàdesobservationsàplushaute fréquen e.Unsondagepeutdon êtreee tuéplusrapidementouletempsdepointagepeut être augmenté. De plus, le spe tre radio des pulsars est favorable à l'observation à basse fréquen e(le ux

S_f ∝ fα

ave

−2 > α > −4

).

Cependant, omme lemontre l'équation 2.10, ladispersionest beau oup plus im-portanteà basse fréquen e, étant proportionnelle au ube de la fréquen e. Observerà plus hautefréquen epermetdes'aran hirde eseetsainsiquedel'élargissement duprolpar propagationmultipledanslemilieuinterstellaire.Onestdon ainsiplussensibleauxpulsars millise ondeslointains.Pour ompenserlapertedeuxobservée àplushautefréquen e,les bandesde fréquen esd'observations sefontausside plusenpluslarges. Par ailleurs, l'utili-sation demultiplesré epteurs aufoyerdel'antennepermetde ompenserlelobeplusétroit que elui obtenu à bassefréquen e.

Voila pourquoi les derniers sondages se font plutt en bande L, autour de 1.4 GHz.L'exempleleplusremarquablede essondages estleParkesMultibeamPulsarSurvey (PMPS,(Man hester etal.2001)),quigrâ eàsonsystèmeà13ré epteursapermisdegarder un long temps d'intégration tout en observant une grande partie du plan gala tique. Le résultatestqu'ilapermisdedé ouvrirpresque800nouveauxpulsars, etdon de quasiment doubler lapopulation depulsars alors onnus.

Dans e hapitre,je présente toutd'abord les testsentreprissur l'amasglobulaire Terzan 5, permettant de validerle nouveau mode lterbank à basede GPUs (Chapitre 2). Je dé risensuitelesondageFoster ee tuéauRadiotéles ope deNançayàlandesannées 90,laréanalyse omplètedesdonnéesetlaréobservationdes andidats.Dansune deuxième partie,je présente aussidesappli ationsannexes, plusprospe tives, ommelare her he de ontreparties radiode GRBs (Gamma-RayBursts) sur l'amas degalaxies Abell2670 oula

Figure 3.1: Distribution des pulsars millise ondes sur le iel en oordonnées équatoriales. Seulsles pulsarsquinesont pasdansun amasglobulairesetave

P < 10

mssont indiqués. Lestriangles reux indiquent les pulsarsave unux

S

1.4GHz

< 2

mJy.Lestriangles pleins indiquent les pulsarsave un ux

S

1.4GHz

> 2

mJy. La taille des triangles est inversement proportionnelleà lapériodedespulsars. La ligneverte entraits points-pointillés représente lalimite inférieure endé linaisondu Radiotéles ope deNançayetles pointsgris délimitent laVoieLa tée.

3.1 Test sur l'amas globulaire Terzan 5

Andevaliderl'instrumentation lterbanketla hainedetraitement desdonnées par PRESTO(l'analysedesdonnéesestdétailléeau paragraphe3.2.2 ), j'aiee tuéle16avril etle4août 2009(MJD 54937et55047)desobservations de l'amasglobulaire Terzan5.Ce hoix a été motivé par le fait que 33 pulsars, quasiment tous des millise ondes, ave des DMsdel'ordre

230 − 250

p m

−3

sont onnus dans etamas,dont lepulsarleplus rapide à l'heure a tuelle (Ransometal. 2005; Hesselset al. 2006). Aux deux dates mentionnées i-dessus, et amas a été observé pendant une heure ave une bande de 128 MHz entrée sur1398 MHz.Pour l'observation du 16 avril, labande aétédé oupée en 128 anauxet la résolution temporelle a été xée à 64

µ

s. An de rester plus sensible aux pulsars à faible période même pour es grandes valeurs de DMs, on a réobservé et amas le 4 août ave des anaux plus petits(

∆f_sub = 0.25

MHz)et une résolution temporelle de 32

µ

s. Suivant l'équation2.10 ,ladispersionrésiduelledans es anauxave ette ongurationestde

∼ 0.2

PSR J1748-2446A, le pulsar ave le uxle plus important (

S

1.4GHz

= 0.61

mJy) a été déte té dans l'observation du 16 avril malgré sa faible période orbitale (

P_b = 1.8

h). L'eet Doppler hange de manière très signi ative la période apparente de e pulsar pendant l'observation (voir gure3.2 ). Une desméthodespour ontourner ette limitation estdedé ouperl'observationentempsetdere her herles andidatssur ha unede es sous-observations.Cependant,lepulsar J1748-2446An'apasétédéte té durant l'observationdu 4 août,très ertainement à aused'uneé lipse (Lyne etal.1990 ).

PSRJ1748-2446Caétéfa ilementdéte tédansles2observations, ommeleprouve le graphique produit pour l'observation du 4 août, gure 3.2 . Tous les autres pulsars aux uxplus faiblesn'ont pasétédéte tés.

Leuxminimumdéte tabled'unpulsar,

S_min

enmJy(1Jy

≡ 10−26

Wm

−2

Hz

−1

), peuts'é rire :

S_min= β_deg^(S/Nmin)Tsys

Dans le document L'observation des pulsars au Radiotélescope de Nançay. Applications à la recherche de nouveaux objets, à l'étude des systèmes binaires relativistes et à la détection d'un fond d'ondes gravitationnelles (Page 51-57)