La calibration des données

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.

2.2 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.

2.2.1 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 (T_hot) avec celle d’une source froide (T_cold) 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 CSO³et 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 <<k_bT)

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

2

Ce deuxième cas donne de moins bons résultats

3

Voir le site internet : http ://puuoo.caltech.edu/Obs_manual/manual.html

4

Voir sur le site internet : http ://iram.fr/IRAMES/index.htm, le document nommé "Calibration procedures and efficiencies"

28 La calibration des données en radioastronomie

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 << k_bT. On parle alors de la loi de Rayleigh-Jeans ou de la loi de Planck en convention Rayleigh-Jeans(BRJ

ν (T)) qui s’écrit :

B_ν^RJ(T ) = ^2ν

2k_bT

c2 , et J_ν(T) = T. (2.2)

) 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 τ_225,ZA pour les fréquences suivantes : 345 GHz, 492 GHz, 691 GHz et 806 GHz. Ces figures découlent directement du programme ATM.

2.2.2 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.

2.2.3 Autre correction à effectuer durant les observations

Un paramètre à prendre en compte surtout lors de la phase d’observation et non pas par la suite dans la phase de calibration, est le gain d’antenne en élévation. Ce paramètre décrit la capacité de l’antenne à retransmettre le signal céleste en fonction de la position de la source dans le ciel. En effet, en fonction de l’élévation de la source observée, l’antenne subit les effets de la gravité (effets thermiques et mécaniques), elle se déforme légérement, de faibles écarts au paraboloïde théorique peuvent provoquer de petites variations dans le rendement de l’antenne. Les études menées par D. Teyssier (thèse soutenue 2002), en accord avec les

2.2 La calibration des données 29

Fig.2.2 – Facteurs de correction (axe des z) de la température d’antenne T∗

Aà 345 GHZ (en haut à gauche), à 492 GHz (en haut à droite), à 691 GHz (en bas à gauche) et à 806 Ghz (en bas à droite). Ils sont fonction de τ_225,ZA (axe des abscisses) et de l’angle au zénith (axe des ordonnées) ou élévation. Ces graphiques ont été obtenus grâce au programme ATM pour les conditions du site du CSO.

30 La calibration des données en radioastronomie

Tab. 2.1 – Valeurs des efficacités du lobe principal (η_mb) pour le CSO en fonction de la fréquence. On donne également (colonne 4), le facteur multiplicatif (1/ηmb) qui permet de transformer les spectres exprimés en T∗

A, en spectre exprimés en unité de lobe principal (T_mb). On précise aussi (colonne 2) la taille du lobe principal (θ_mb) du CSO en fonction de la fréquence. fréquence (GHz) θ_mb (arcsec) η_mb 1/η_mb 230 30.5 69.8% ≈ 1.43 345 21.9 74.6% ≈ 1.34 492 14.5 51.5% ≈ 1.94 691 10.6 28.0% ≈ 3.57 806 8.95 28.0% ≈ 3.57

paramètres de construction de l’antenne du CSO, montrent que pour des sources d’élévation comprises entre 40 et 60 degrés, le gain d’antenne en élévation est supérieur à 80%. On choisira donc d’observer les sources décrites dans la Partie 1 Chap. 3 à des élévations optimales soit autour de 50 degrés pour lesquelles le gain d’antenne en élévation est de 95%.

2.2.4 Correction de l’efficacité du lobe principal

Un couplage du diagramme de rayonnement du télescope avec la distribution de brillance de la source est un paramètre important. En effet, la stratégie de calibration est valide pour une distribution de brillance uniforme (ciel "vide"). Pour des distributions de brillance plus structurées, il est nécessaire de prendre en compte ce couplage (voir les valeurs répertoriées dans la Table 2.1). Si la source est ponctuelle ou de taille inférieure à celle du lobe principal, θ_mb, alors un facteur correctif prenant en compte le couplage doit être appliqué. On utilise l’efficacité du lobe principal, η_mb. Nous corrigeons les spectres en les multipliant par la valeur 1/η_mb. Les observations (en unité T∗

A) sont ainsi converties en unité de lobe principal (Tmb). Les spectres résultant sont présentés dans la Partie 1 Chap. 3. La Table 2.1 donne les valeurs des efficacités η_mb du CSO à 230 GHz, 345 GHz, 492 GHz, 691 GHz et 806 GHz (fréquences observées, voir l’introduction).

Si la source est de taille supérieure à θmb, et en particulier comparable à celle des lobes d’erreur, il est impossible de déterminer un facteur de couplage simple sans connaître la distribution précise de la température de brillance de la source. Cependant, l’influence des lobes d’erreur peut être diminuée suivant des techniques décrites en détails dans la thèse de D. Teyssier (2002).