4.1.3
Le syst`eme de d´etection
Les d´etecteurs sont des bolom`etres (cf. Sec. 3.5.2). Ils sont agenc´es en mini-matrices de trois ´el´ements par voie sous forme de triangle ´equilat´eral. Chaque bolom`etre d’une voie est coalign´e avec son homologue de la seconde voie. Ainsi, la mˆeme zone du ciel est observ´ee simul- tan´ement aux deux longueurs d’ondes. Un bolom`etre per-
met de mesurer un signal proportionnel `a la puissance
totale qu’il absorbe. Le syst`eme de lecture de ce signal `
a ´et´e d´evelopp´e au CESR (Fig. 4.3). Il permet d’effectuer une modulation ´electronique en sortie des bolom`etres sans que le signal de modulation n’induise de perturbation de la thermique des bolom`etres et par cons´equent sans addi- tion de bruit. Cette modulation permet l’´elimination d’un
000000 000000 000000 000000 000000 000000 000000 000000 000000 000000 000000 000000 000000 000000 000000 000000 000000 111111 111111 111111 111111 111111 111111 111111 111111 111111 111111 111111 111111 111111 111111 111111 111111 111111 Filtre Voie 2.1 mm Voie 1.2 mm Bolometre Dichroique
bruit basse fr´equence (Gaertner et al., 1997).
4.2
Observations avec DiaBolo
4.2.1
Atmosph`ere et modulation
En g´en´eral, DiaBolo est utilis´e au foyer d’un t´elescope ´equip´e d’un miroir secondaire vibrant (MITO, IRAM). Ce dernier permet la modulation spatiale du signal avant d´etection. Cette modu- lation est assur´ee par un balayage rapide en ´el´evation en l’absence de secondaire vibrant (POM2). Cette op´eration est n´ecessaire pour s’affranchir de l’´emission atmosph´erique. L’´emission atmosph´e-
rique millim´etrique, bien que largement inf´erieure `a celle `a d’autres longueurs d’onde, n’en reste
pas moins pr´epond´erante au regard du signal astrophysique en provenance du milieu interstellaire ou du milieu intergalactique.
Bas´ee sur l’hypoth`ese qu’il existe une corr´elation du signal entre les deux positions du miroir durant une p´eriode d’oscillation, cette modulation est effectu´ee `a une fr´equence voisine de 1 Hz (IRAM) et une amplitude de 150”. Les deux voies de DiaBolo sont centr´ees sur deux fenˆetres atmosph´eriques. La figure 4.5 pr´esente les bandes passantes de DiaBolo ainsi que l’´emissivit´e de l’atmosph`ere aux longueurs d’onde d’observation.
Pour un signal astrophysique source Iν(0), observ´e au temps t dans une direction faisant un
angle θ avec celle du zenith, le signal d´etect´e peut s’exprimer :
Iν(θ) = Iν(0)e−τν(θ,t) (1)
+ ∆τν(θ,t)e−τν(θ,t)Bν( ¯T ) (2)
+ Bν( ¯T )(1 − e−<τν(θ)>t) (3)
(4.1)
o`u τν(θ,t) = τν(0,t)/ sin θ est l’´epaisseur optique z´enithale `a la fr´equence ν et au temps t. Bν( ¯T )
est la fonction de Planck pour une temp´erature moyenne ¯T de l’atmosph`ere.
(1) Le continuum de l’´emission atmosph´erique est ´elimin´e par la modulation du secondaire vi- brant. La figure 4.4 montre le signal avant (a) et apr`es (b) d´emodulation.
(2) Le r´esidu de l’´emission atmosph´erique est soustrait par d´ecorr´elation du signal entre les deux voies (cf. Sec. 4.3.3). Cette m´ethode ne porte pas pr´ejudice `a l’int´egrit´e du signal astrophy- sique qui dans le cas de l’effet SZ est, pour ce qui est de la partie thermique, quasiment nul `
a 1.2 mm.
(3) L’att´enuation du signal astrophysique par l’atmosph`ere est corrig´ee en calculant pour chaque
position son ´epaisseur optique au moment de l’observation grˆace aux skydip, s´equences d’ob-
servations de l’atmosph`ere permettant la caract´erisation de τν(θ,t) pour une ´el´evation donn´ee
Fig. 4.4 –Illustration de la d´emodulation du signal mesur´e par DiaBolo lors d’une s´equence de cartographie de
Mars en 1999. Le signal temporel brut (a) est d´emodul´e et filtr´e (b).
4.2.2
Campagnes et sites d’observations
DiaBolo a vu ses premi`eres lueurs en Mai 1994 au foyer du t´elescope du MITO. Tout comme le 30 m de l’IRAM, ce t´elescope poss`ede un miroir secondaire vibrant permettant d’effectuer une modulation du signal avant d´etection. Avec un diam`etre de 2.6 m, ce t´elescope a permis d’atteindre
une r´esolution, FWHM10, de 7.5 arcmin (Benoit, 1999).
Durant les hivers de 1995 `a 1999, POM2, qui peut ˆetre consid´er´e comme le “camp de base”
de DiaBolo, a permis de tester les am´eliorations qui ont ´et´e apport´ees au photom`etre, qu’elles soient instrumentales (nouvelle optique froide, ajout d’une optique chaude, apport d’amortisseurs, passage aux mini-matrices de bolom`etres,. . . ) ou informatiques (mise au point et am´elioration des programmes d’acquisition et de traitement des donn´ees).
L’absence de miroir secondaire vibrant sur POM2 est un r´eel handicap. Dans ce cas, un balayage rapide en ´el´evation est substitu´e `a la modulation spatiale du miroir secondaire vibrant. Nous avons pu constat´e que cette technique entraˆınait l’addition de bruits microphoniques. En effet, DiaBolo
est fix´e juste derri`ere l’antenne de POM2 et suit donc tous les mouvements du t´elescope11. La
r´esolution angulaire atteinte sur ce t´elescope est de 4.5 arcmin pour les 2.5 m de diam`etre du miroir primaire. La recherche de l’effet SZ dans les amas de galaxies n’est donc possible que pour des amas tr`es ´etendus (A2163, Coma, A2218,. . . ). Jusqu’`a pr´esent, cette recherche reste infructueuse.
L’observation de sources galactiques est de fait toujours relativement plus ais´ee, le signal ´etant
beaucoup plus important. Par contre, la r´esolution de 4.5 arcmin de POM2 est tout `a fait adapt´ee
`
a l’´etude des anisotropies du FRC. Nous ne sommes par ailleurs pas limit´es en terme de temps d’int´egration. Bien que la d´etection d’anisotropies du FRC par DiaBolo ne soit pas encore effective,
10. Full Width Half Maximum
11. Nous avons essay´e un balayage en azimut. Les bruits de microphonie obtenus ´etaient alors sup´erieurs `a ceux du balayage en ´el´evation.
4.2 Observations avec DiaBolo 63
Fig.4.5 –Bandes passantes de DiaBolo superpos´ees `a la transmission atmosph´erique (bas de la figure). La partie
haute montre la situation des voies DiaBolo par rapport `a un spectre SZ, thermique (ligne pleine) et cin´etique (ligne pointill´ee). La courbe pleine en gras repr´esente l’aile Raileigh-Jeans d’un spectre de poussi`eres type.
les tentatives faites dans cette direction ont permis le d´eveloppement d’outils et de m´ethodes de
traitement de donn´ees propres `a ce type d’observations, et qui s’inscrivent dans la droite ligne de
la pr´eparation de la mission Planck Surveyor (Delabrouille, 1998).
DiaBolo a aussi ´et´e utilis´e au foyer du t´elescope de 30 m`etres de l’IRAM durant les hivers 1996, 1997 et 1999. Bien que limit´ee dans le temps, chacune de ces campagnes a ´et´e fructueuse. En effet,
la taille du t´elescope permet d’obtenir une r´esolution uniquement limit´ee par la taille des cˆones
de Winston plac´es en avant des bolom`etres, soit 30 arcsec en 1996 et 22 arcsec en 1997 et 1999. Dans cette configuration, DiaBolo est actuellement le seul photom`etre millim´etrique atteignant cette r´esolution. C’est un avantage, aussi bien pour l’´etude du milieu interstellaire (cartographie du d´etail de la structure des r´egions froides) que pour celle du milieu intergalactique (observation d’amas lointains lumineux inaccessibles par les autres instruments pour cause de dilution dans le lobe instrumental.)
4.2.3
Objectifs scientifiques
DiaBolo est adapt´e `a la d´etection de toutes les ´emissions millim´etriques. Cependant, il a ´et´e sp´ecialement con¸cu dans le but d’observer l’effet SZ en direction des amas de galaxies. Les deux
bandes photom´etriques sont respectivement centr´ees `a 1.2 au voisinage du point d’effet thermique
nul pour les mesures de vitesses particuli`eres et `a 2.1 mm sur le pic n´egatif de l’effet thermique pour la mesure du param`etre de comptonisation, y (cf. Fig. 4.5). Sa sensibilit´e est `a l’´echelle des faibles
signaux en provenance des amas : 0.4 mJy/lobe en 1 heure d’int´egration `a 2.1 mm (´equivalent `a
y = 3.7 × 10−5). Par cons´equent, les ´emissions du milieu interstellaire sont aussi d´etectables, les
niveaux de flux ´etant alors largement plus ´elev´es que ceux des amas.
denses et froides optiquement ´epaisses dans le visible. Elles constituent g´en´eralement des complexes mol´eculaires, lieux possibles pour la formation des ´etoiles. Ces r´egions contiennent notamment de la poussi`ere sous forme de grains. Les propri´et´es thermodynamiques de ces grains sont telles qu’ils ´emettent en continu de l’infra-rouge au millim´etrique comme un corps noir modifi´e. C’est l’aile Rayleigh-Jeans (RJ) de leur spectre, qui est observable en millim´etrique. La poussi`ere absorbe la lumi`ere ultraviolette des ´etoiles qu’elle entoure et r´e´emet ensuite en infrarouge. La poussi`ere se trouve aussi sous forme de sources ´etendues diffuses dans toute la galaxie, ce sont les cirrus.
Comme il a ´et´e dit pr´ec´edemment, les conditions physiques du milieu intergalactique en font un plasma compl`etement ionis´e, dont l’´emission principale se fait par rayonnement de freinage, en X (cf Sec 2.2.1, page 29). En millim´etrique, le gaz intra-amas est observable indirectement via l’effet SZ. La difficult´e r´eside dans la faiblesse du signal `a d´etecter (quelques mJy). Ainsi, toute ´emission parasite, telle l’aile millim´etrique du spectre d’une source radio, pr´esente au sein de l’amas, rendra la mesure plus d´elicate. Les premi`eres observations du milieu intergalactique avec DiaBolo ont ´et´e rapport´ees par D´esert et al. (1998). Elles concernent les d´etections de trois amas, CL0016+16, A665 et A2163, lors de la campagne DiaBolo de 1996 au 30 m de l’IRAM.
Plus g´en´eralement dans le domaine de l’extragalactique, DiaBolo est aussi adapt´e `a l’observation du FRC et de ses anisotropies.