Développement d'une caméra pour la radioastronomie millimétrique

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Développement d’une caméra pour la radioastronomie millimétrique

Aurélien Bideaud

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Aurélien Bideaud. Développement d’une caméra pour la radioastronomie millimétrique. Physique

[physics]. Université de Grenoble, 2010. Français. �tel-00589869�

THÈSE

Pour obtenir le grade de

DOCTEUR DE L’UNIVERSITÉ DE GRENOBLE

Spécialité : Physique de la matière condensée et du rayonnement

Arrêté ministériel : 7 août 2006

Présentée par

Aurélien BIDEAUD

Thèse dirigée par Alain BENOIT

et codirigée par François-Xavier DESERT

préparée au sein de l’Institut Néel - CNRS à l’Ecole Doctorale de Physique

Développement d’une caméra pour la radioastronomie millimétrique

Thèse soutenue publiquement le 9 décembre 2010, devant le jury composé de :

M. Jean-Loup PUGET

Directeur de recherche, Président

M. Michel PIAT

Maître de conférence, Rapporteur

M. Pierre de MARCILLAC

Chargé de recherche, Rapporteur

M. Paolo de BERNARDIS

Professeur d’université, Examinateur

M. Alain BENOIT

Directeur de recherche, Directeur de thèse

N’importe quel imb´ ecile sait qu’on ne peut pas toucher les ´ etoiles, mais ¸ ca n’empˆ eche pas les sages d’essayer.

Harry Anderson

Remerciements

Ces trois ans de th` ese m’auront marqu´ e par la participation ` a des travaux passionnants, complexes, vari´ es. Mais elles auront surtout ´ et´ e enrichies par de tr` es nombreuses personnes, desquelles j’ai ´ enorm´ ement appris et que j’ai pris plaisir ` a cˆ otoyer, au quotidien ou de fa¸con plus ponctuelle. C’est non sans regret que je quitte ce projet, cette ´ equipe et ce laboratoire, pour me tourner vers d’autres horizons.

Je tiens tout d’abord ` a remercier mes encadrants au quotidien : Alain Be- noit, Alessandro Monfardini, Christian Hoffmann et Philippe Camus. Cette

´ equipe cosmopolite et aux profils vari´ es m’a beaucoup appris, scientifique- ment et culturellement. Chacun ` a sa fa¸con a partag´ e son goˆ ut de la recherche : au-del` a des r´ eformes et contraintes administratives, si souvent discut´ ees par Alain ; au-del` a de la difficile conciliation entre l’enseignement et la recherche, que la passion de Christian pour son m´ etier a su pr´ esenter comme un enrichis- sement certain ; au-del` a des fronti` eres. Je remercie ´ egalement Xavier D´ esert, sans qui les enjeux de la radioastronomie ne seraient rest´ es pour moi que des mots compliqu´ es. Si le temps m’en avait ´ et´ e donn´ e, j’aurais avec plaisir profit´ e de sa patience et de son enthousiasme pour l’aider au d´ epouillement des donn´ ees.

La r´ eussite des travaux pr´ esent´ es dans ce manuscrit tient ` a la collabo- ration de nombreuses autres personnes et je tiens ` a remercier tous ceux et toutes celles qui ont apport´ e leur contribution ` a cet ´ edifice. Je remercie en particulier le personnel du service ´ electronique, que j’ai sollicit´ e ` a de nom- breuses reprises, sur de multiples travaux, et qui m’a fait bon accueil tout au long de ces trois ann´ ees.

Je n’oublie pas la contribution des pˆ oles cryog´ enie et m´ ecanique, du li- qu´ efacteur, du magasin et de l’administration. Mˆ eme si nos pr´ eoccupations et nos travaux portaient sur des domaines tout ` a fait diff´ erents, je serais heureux que tous ces acteurs s’approprient la part qui leur revient dans les r´ esultats de mes travaux.

J’ai eu la chance de pouvoir participer ` a deux campagnes d’observation

au t´ elescope de l’IRAM et je remercie le personnel pour l’accueil qui nous a

vi REMERCIEMENTS

´ et´ e fait ¡ Muchas gracias !

Mon doctorat m’a ´ egalement conduit hors du laboratoire, sur les chemins du campus o` u je me suis promen´ e en tant que moniteur. J’ai eu la chance d’y approfondir le m´ etier d’enseignant, au contact de personnes r´ eellement motiv´ ees. Je salue tout particuli` erement Benoit Chabaud, qui m’a encadr´ e tout au long de ces trois ans, et Alain Drillat, d´ ebordant de sympathie. Tous deux ont jou´ e un rˆ ole important dans mon int´ egration ` a l’´ equipe enseignante et ` a la vision que j’ai pu me faire du monde universitaire.

J’adresse mon amiti´ e ` a tous les doctorants que j’ai cˆ otoy´ es pendant ces trois ann´ ees, et notamment aux doctorants du 12h15 devant le bˆ atiment M : Florian, Fabien, Thibaut, Sylvain, Florent, Mathieu, Romain, Christophe, Pascale, Sophie, Benoit,... Parmi les jeunes, je salue ´ egalement ceux avec qui j’ai plus particuli` erement travaill´ e : Markus, Loren, Angelo, et la rel` eve, Angela et Nicolas.

Mes remerciements vont enfin aux personnes qui m’ont ´ et´ e le plus proche et qui ont construit mon univers en dehors de la th` ese : Micka¨el et Sarah, pour l’amiti´ e partag´ ee et le calme pass´ e en leur compagnie ; Doroth´ ee, grˆ ace

`

a qui j’ai profit´ e pleinement des montagnes grenobloises ; Muriel, qui a par-

tag´ e et ´ egay´ e mon quotidien (et bien plus que ¸ca) et qui m’a soutenu durant

la difficile phase de r´ edaction (et plus que ¸ca) ; les membres de ma famille,

toujours pr´ esents et, de fa¸con rassurante, tout a fait insouciants du rayonne-

ment millim´ etrique ou autre physique de pointe mais passionn´ es pour un tas

d’autres choses.

Table des mati` eres

Introduction 1

I Motivations 3

1 Astrophysique et rayonnement millim´ etrique 5

1.1 Int´ erˆ ets de l’astronomie (sub)millim´ etrique . . . . 5

1.1.1 L’atmosph` ere terrestre . . . . 6

1.1.2 Le d´ ecalage vers le rouge . . . . 6

1.1.3 Le Fond Diffus Cosmologique . . . . 8

1.1.4 Les galaxies . . . . 11

1.1.5 Le rayonnement synchrotron . . . . 13

1.1.6 Le Bremsstrahlung . . . . 13

1.2 L’instrumentation pour le millim´ etrique . . . . 14

1.2.1 Les grandes cat´ egories d’instruments . . . . 14

1.2.2 Les crit` eres de comparaison . . . . 16

1.2.3 Les d´ etecteurs pour le millim´ etrique . . . . 18

2 Une cam´ era pour l’IRAM 23 2.1 Le radiot´ elescope 30m au Pico Veleta . . . . 23

2.2 D´ efinition du projet instrumental . . . . 26

II Instrumentation et mesures optiques 33 Pr´ eambule 35 1 Le cryostat optique : la CAMERA 39 1.1 Cryog´ enie . . . . 40

1.2 Optique . . . . 42

viii TABLE DES MATI ` ERES

2 Sources optiques 49

2.1 Source optique modul´ ee : le chopper . . . . 49

2.2 Table XY . . . . 51

2.2.1 Construction d’une image . . . . 52

2.2.2 Balayage . . . . 52

2.2.3 Exploitation des mesures . . . . 56

2.3 Adaptation de la source . . . . 62

2.4 Le simulateur de ciel . . . . 63

2.4.1 Pr´ esentation . . . . 64

2.4.2 Imagerie . . . . 66

3 Photom´ etrie 71 3.1 Emission de corps noir . . . . 72

3.2 Focalisation de la lumi` ere . . . . 74

3.3 Sp´ ecificit´ es des sources optiques . . . . 79

3.4 Dynamique, r´ eponse optique, sensibilit´ e et efficacit´ e optique . 80 3.5 Mesure du straylight . . . . 83

3.6 R´ eponse spectrale . . . . 85

3.7 R´ eponse ` a la polarisation . . . . 87

3.7.1 Sensibilit´ e des d´ etecteurs . . . . 87

3.7.2 Polarim´ etrie d’une source . . . . 88

III D´ etecteurs pour le millim´ etrique 89 1 Consid´ erations g´ en´ erales 91 1.1 Couplage optique du rayonnement . . . . 91

1.1.1 Les cornets . . . . 91

1.1.2 Les absorbeurs plans . . . . 92

1.1.3 Comparatif . . . . 94

1.2 Organisation matricielle des d´ etecteurs . . . . 94

1.3 Multiplexage . . . . 97

1.4 Dynamiques de mesure . . . . 98

2 Bolom` etres 101 2.1 D´ efinition des d´ etecteurs . . . 101

2.1.1 Principe . . . 101

2.1.2 Signal et bruit . . . 103

2.1.3 Choix structural . . . 104

2.1.4 D´ ecouplage thermique . . . 104

2.1.5 Thermom` etre . . . 104

TABLE DES MATI ` ERES ix

2.1.6 Lecture des bolom` etres . . . 107

2.2 Bolom` etres ` a antennes . . . 109

2.2.1 Design et fabrication . . . 109

2.2.2 Caract´ erisation ´ electrique . . . 112

2.2.3 Performances optiques . . . 115

2.3 Perspectives - autres concepts . . . 117

2.3.1 Pixels multi-antennes . . . 117

2.3.2 Bolom` etres ` a ´ electrons chauds . . . 119

2.4 Multiplexage . . . 122

2.4.1 Principe du multiplexage . . . 122

2.4.2 Dispositif de test . . . 125

2.4.3 Prototype 216 canaux . . . 127

2.4.4 R´ esultats . . . 130

3 Kinetic Inductance Detectors (KIDs) 133 3.1 D´ efinition des d´ etecteurs . . . 133

3.1.1 Principe . . . 133

3.1.2 R´ esonateur quart d’onde . . . 137

3.1.3 R´ esonateurs Lumped Elements . . . 138

3.2 Organisation matricielle . . . 139

3.3 Mesure des KIDs . . . 145

3.3.1 Electroniques de lecture . . . 145

3.3.2 Choix du signal de mesure . . . 147

3.3.3 M´ ethode de caract´ erisation . . . 152

3.4 D´ eveloppement et performances des d´ etecteurs . . . 153

3.4.1 D´ eveloppement des d´ etecteurs . . . 153

3.4.2 Performances de quelques d´ etecteurs . . . 157

4 Comparatif bolom` etres - KIDs 163 IV Campagne de test au Pico Veleta 167 1 Introduction 169 1.1 Installation de l’instrument . . . 171

1.1.1 Chaˆıne optique . . . 171

1.1.2 Synchronisation des donn´ ees et du pointage . . . 172

1.1.3 Contrˆ ole de l’exp´ erience . . . 173

x TABLE DES MATI ` ERES

2 Processus d’observation 175

2.1 R´ ef´ erentiels et contraintes observationnelles . . . 175

2.2 Strat´ egies d’observation . . . 178

2.2.1 Utilisation du secondaire vibrant (Wobbler ) . . . 178

2.2.2 Balayage des sources (Scan) . . . 179

2.2.3 Suivi des sources (Tracking) . . . 180

2.2.4 Strat´ egie retenue . . . 180

2.3 Etalonnage . . . 181

2.3.1 Points de fonctionnement des d´ etecteurs . . . 182

2.3.2 Etalonnage optique logiciel . . . 182

2.3.3 Mesure de la dynamique . . . 183

2.3.4 Etalonnage des d´ etecteurs . . . 185

3 Analyse des donn´ ees 187 3.1 Sensibilit´ e au champ magn´ etique . . . 187

3.2 Analyse et traitement du bruit . . . 188

3.3 Observations r´ ealis´ ees . . . 193

3.3.1 Calibrateurs . . . 193

3.3.2 Sources faibles ou ´ etendues . . . 194

4 Conclusion sur la campagne 197

Conclusion g´ en´ erale et perspectives 199

Annexes 205

A Reconstruction d’une trajectoire circulaire 207 B Mesure du straylight - bolom` etres et KIDs 211

Bibliographie 213

Table des figures

1 Courbe d’opacit´ e de l’atmosph` ere . . . . 7

2 Cartes d’anisotropies du CMB par PENZAS et WILSON, COBE et WMAP . . . . 9

3 Spectre angulaire du CMB d´ etermin´ e par WMAP . . . . 10

4 Spectre typique d’une galaxie pour diff´ erents redshift . . . . . 12

5 Effet SZ : spectre relatif et modification du spectre du CMB . 12 6 IPhoto et sch´ ema de principe optique du t´ elescope de 30m de l’IRAM . . . . 24

7 Repliement du spectre angulaire mesur´ e . . . . 28

8 Influence de la vitesse de balayage sur le spectre temporel d’une source ponctuelle . . . . 29

9 Architecture de la plateforme instrumentale en laboratoire . . 36

10 Photographie et mod´ elisation 3D du cryostat optique. . . . 39

11 Sch´ ema de l’optique de la CAMERA . . . . 43

12 Telecentrique . . . . 43

13 Transmission des filtres ´ equipant la CAMERA . . . . 45

14 Principe du bafflage optique r´ eflecteur utilis´ e . . . . 46

15 Photographie et sch´ ema de principe du chopper . . . . 50

16 Photographie et sch´ ema de principe de la tableXY . . . . 51

17 Illustration de la construction d’une carte . . . . 52

18 Exemple de cartes r´ ealis´ ees pour une source ponctuelle . . . . 53

19 D´ eformation du lobe associ´ e ` a la source par le filtrage temporel 53 20 Protocoles de balayage du plan focal pour l’imagerie . . . . 54

21 Exemple d’identification des pixels d’apr` es les cartes r´ ealis´ ees . 58

22 Quantification de la d´ eformation du lobe en fonction de la

fr´ equence du filtrage . . . . 59

23 Exemple de diaphonies r´ ev´ el´ ees par la cartographie du plan focal 60

xii TABLE DES FIGURES 24 Am´ elioration du rapport signal sur bruit par accumulation des

cartes . . . . 60 25 Modification de la puissance de fond de ciel lors du balayage

avec le chopper . . . . 62 26 Photographies du simulateur de ciel . . . . 64 27 Photographie et sch´ ema de principe du balayage avec la pla-

n` ete et la lune . . . . 65 28 Reconstruction de la trajectoire lors du balayage avec la pla-

n` ete ou la lune . . . . 67 29 Image de la plan` ete et du fil servant de support . . . . 68 30 Spectre de corps noir et approximation de Rayleigh-Jeans . . . 73 31 D´ efinition des notations pour la mise en ´ equation de la focali-

sation des sources optiques . . . . 74 32 Etalement de la source sur le plan focal . . . . 77 33 D´ efinition de la dynamique et de la lin´ earit´ e des d´ etecteurs . . 81 34 Exemple de spectre ´ electrique d´ efinissant le bruit des d´ etecteurs 81 35 Illustration de la mesure de la r´ eponse des d´ etecteurs avec le

simulateur de ciel . . . . 83 36 Sch´ ema de principe de la mesure du straylight . . . . 84 37 Mesure spectrale de la chaˆıne optique . . . . 86 38 Principe de la mesure de la sensibilit´ e ` a la polarisation et mo-

d´ elisation . . . . 88 39 Sch´ ema comparatif du couplage par cˆ ones et par absorbeurs

plans . . . . 92 40 G´ eom´ etrie envisag´ ee du plan d´ etecteur pour une mesure de

sources polaris´ ees . . . . 97 41 Sch´ emas de principe et architecturaux des bolom` etres . . . 102 42 Architecture de l’´ electronique de lecture non multiplex´ ee des

bolom` etres . . . 108 43 Echantillon de bolom` etres ` a antenne unique . . . 110 44 Vue en coupe d’un bolom` etre ` a antenne unique . . . 110 45 Lobe d’´ emission des antennes papillons optimis´ ees pour la

bande ` a 2 mm . . . 111 46 Exemple de caract´ erisation ´ electrique des bolom` etres haute-

imp´ edance . . . 113

47 Mesures optiques r´ ealis´ ees sur les bolom` etres ` a antenne unique 116

48 Matrice de bolom` etres multi-antennes . . . 117

49 Mesure de polarisation sur les bolom` etres ` a antennes multiples 118

TABLE DES FIGURES xiii 50 Cartographie d’un pixel d’une matrice de bolom` etres multi-

antennes . . . 119

51 Echantillon de bolomo` etres ` a ´ electrons chauds : design et mesures121 52 Sch´ ema de principe du multiplexage pour la lecture des bolo- m` etres haute imp´ edance . . . 124

53 Architecture du circuit de test du multiplexage des bolom` etres haute-imp´ edance . . . 125

54 Photographie du circuit de test du multiplexage des bolo- m` etres haute-imp´ edance . . . 126

55 Dispersion des tensions de commande des transistors QPC- HEMT utilis´ es pour le multiplexage des bolom` etres . . . 128

56 Architecture du prototype 216 canaux du multiplexeur . . . . 129

57 Photographie du prototype de multiplexage 216 canaux . . . . 130

58 Mise en ´ evidence de l’absence de diaphonie lors de la mise en œuvre du multiplexeur . . . 131

59 Spectre de bruit lors des mesures r´ ealis´ ees avec le multiplexeur 132 60 Sch´ ema de principe des KIDs . . . 134

61 G´ eom´ etries des KIDs consid´ er´ es . . . 138

62 D´ eplacement des r´ esonances entre deux refroidissement . . . . 143

63 Exemple de dispersion effective des r´ esonances . . . 144

64 Sch´ ema de l’´ electronique de lecture des KIDs . . . 146

65 Att´ enuation du signal des KIDs sur la fin de la bande . . . 148

66 D´ efinition des diff´ erentes strat´ egies utilis´ ees pour la lecture des KIDs . . . 149

67 Illustration de l’efficacit´ e du re-centrage des fr´ equences de me- sure avec les r´ esonances . . . 153

68 Simulation portant sur les effets du plan de masse sur le cou- plage des KIDs . . . 155

69 Mesures spectrales r´ ealis´ ees sur des KIDs . . . 156

70 Exemple de r´ esonance double et diaphonie optique engendr´ ee . 157 71 Exemple de bruit deux niveaux sur la phase des KIDs . . . 158

72 Echantillon NICA 3.3 . . . 160

73 Echantillon SRON 4.2 . . . 160

74 Echantillon SRON H4 . . . 161

75 Echantillon NICA 5A.2 . . . 161

76 Planning de la campagne IRAM 2009 . . . 170

77 Mod` ele 3D de l’optique d’adaptation entre la CAMERA et le t´ elescope . . . 172

78 Synoptique de la lecture du pointage du t´ elescope . . . 173

xiv TABLE DES FIGURES 79 Illustration des diff´ erents rep` eres de projection des cartes . . . 176 80 Balayage lin´ eaire mis en œuvre ` a l’IRAM . . . 180 81 Exemple de mesure de dynamique au cours d’un skydip . . . . 183 82 Exemple de sauts de phase due ` a l’environnement magn´ etique 187 83 Spectre de bruit mesur´ ee pendant la campagne de test ` a l’IRAM189 84 Importance du bruit de fond lors des balayages sur le t´ elescope 190 85 Illustration du filtrage post-traitement mis en œuvre . . . 191 86 Influence d’une d´ ecorr´ elation du bruit sur le spectre temporel. 192 87 Cartographies de diff´ erentes sources, en temps r´ eel et apr` es

post-traitement . . . 193 88 Cartographies de sources c´ elestes intenses et faibles . . . 195 89 Mod´ elisation 3D de l’optique bi-bande qui sera utilis´ ee en oc-

tobre 2010 . . . 201

90 Trajectoire circulaire de la source et interpolation lin´ eaire. . . 207

91 Mesure du straylight : distinction bolom` etres et KIDs . . . 212

Notations

Ici sont d´ efinies les principales notations utilis´ ees dans le reste du do- cument. Une premi` ere partie concerne les notations math´ ematiques, tandis qu’un second tableau regroupe les sigles r´ ecurrents.

Constantes

k

Constante de Boltzmann h Constante de Planck µ

Susceptibilit´ e magn´ etique du vide c C´ el´ erit´ e de la lumi` ere ϵ

Permittivit´ e di´ electrique du vide G Constante gravitationnelle

Optique

λ longueur d’onde ν fr´ equence

t transmission Ω angle d’ouverture

D

diam` etre de la source F distance focale du t´ elescope N nombre d’ouverture

Astronomie

z

redshift d’expansion z

redshift Doppler Thermique

T Temp´ erature G Conductance thermique

C Capacit´ e calorifique

Divers

ω Vitesse angulaire V Vitesse

t temps f fr´ equence temporelle

Ω fr´ equence spatiale

xvi NOTATIONS

Organismes

DCMB D´ evelopp´ ement Concert´ e de Matrices de Bolom` etres IEF Institut d’Electronique Fondamentale

IRAM Institut de RadioAstronomie Millim´ etrique LPN Laboratoire de Photoniques et de Nanostructures SRON Netherlands Institute for Space Research

Technique

CAN Convertisseur Analogique-Num´ erique CNA Convertisseur Num´ erique-Analogique FET Field Effect Transistor

FFT Fast Fourier Transform

FPGA Filed Programmable Grid Array HDPE High Density PolyEthylene

HEMT Hight Electron Mobility Transistor IMP Interf´ erom` etre de Martin-Puplett JFET Junction Field Effect Transistor KID Kinetic Inductance Detector QPC Quantum Point Contact

SQUID Superconducting QUantum Interference Device TES Transition Edge Sensor

TSSOP Thin-Shrink Small Outline Package VNA Vectoriel Numeric Analyser

Mesure NEFD Noise Equivalent Flux Density NEP Noise Equivalent Power

NET Noise Equivalent Temperature PSF Point Spread Function

RSB Rapport Signal sur Bruit

UDP User Datagram Protocol

Introduction

Ce rapport de th` ese pr´ esente la r´ ealisation d’une cam´ era pour l’astro- nomie dans la bande millim´ etrique. Les travaux expos´ es ont ´ et´ e r´ ealis´ es au sein de l’´ equipe spatiale de l’Institut N´ eel et s’inscrivent dans la continuit´ e de plusieurs ann´ ees de d´ eveloppement. Le large spectre des domaines n´ eces- saires ` a la r´ ealisation d’un instrument a mobilis´ e les comp´ etences de plusieurs membres permanents formant l’´ equipe, ainsi que d’un nombre appr´ eciable de techniciens, ing´ enieurs et non-permanents.

Les grandes lignes du projet avaient d´ ej` a ´ et´ e d´ ecrites, et l’objectif de la th` ese ´ etait de contribuer ` a la r´ ealisation de l’instrument. La mise au point d’un dispositif de multiplexage des d´ etecteurs (des bolom` etres) et la caract´ e- risation de ces derniers devait constituer l’essentiel du travail. Comme nous le verrons, ces points ont c´ ed´ e la priorit´ e ` a la mise en place d’un type de d´ e- tecteurs non envisag´ es ` a l’origine du projet. L’´ emergence de ces d´ etecteurs, nomm´ es KIDs, au sein du laboratoire, a finalement orient´ e une grande partie de mes travaux de th` ese.

Un t´ elescope de 30 m` etres de diam` etre, propri´ et´ e de l’Institut de Radio- Astronomie Millim´ etrique (IRAM), est le cœur du projet qui a motiv´ e les travaux d´ ecrits dans ce m´ emoire. Cette installation est ` a l’heure actuelle la plus grande d´ edi´ ee ` a l’astronomie (sub)millim´ etrique, et ses caract´ eristiques sont tout particuli` erement adapt´ ees ` a la cartographie de sources ´ etendues, sur lesquelles nous ne disposons que de peu d’informations. De telles sources seront identifi´ ees en grand nombre par l’instrument HFI (High Frequency Instrument) ´ equipant le satellite Planck, mais avec une r´ esolution angulaire limit´ ee par la taille restreinte de son miroir primaire. Nous nous int´ eresserons dans la partie I aux enjeux et contraintes de l’astronomie millim´ etrique. Un int´ erˆ et plus particulier sera port´ e au radiot´ elescope de l’IRAM, pour lequel nous d´ ecrirons les sp´ ecificit´ es instrumentales.

Ind´ ependamment du type de d´ etecteurs mis en œuvre, la constitution

d’une plateforme permettant des mesures optiques a fait l’objet d’un travail

2 INTRODUCTION important, qui sera l’objet de la partie II. On y abordera notamment la d´ e- finition du cryostat optique constituant la base de l’instrument. La mise au point, l’´ evolution et l’exploitation de sources optiques adapt´ ees ` a la caract´ e- risation de matrices de d´ etecteurs seront expliqu´ ees et justifi´ ees.

La partie III sera consacr´ ee au d´ eveloppement des bolom` etres et des KIDs.

Des contraintes communes aux deux types de d´ etecteurs seront tout d’abord discut´ ees, avant de traiter individuellement les sp´ ecificit´ es de chacun. Concer- nant les bolom` etres nous nous int´ eresserons principalement ` a la caract´ erisa- tion de matrices de 204 pixels dont le couplage optique est r´ ealis´ e par des antennes planaires. La r´ ealisation et les premiers tests d’un prototype de mul- tiplexage adapt´ e ` a la lecture de telles matrices sera un autre point majeur de ce chapitre. Les KIDs constituent eux une technologie r´ ecente, particuli` ere- ment adapt´ ee ` a la r´ ealisation de grandes matrices de d´ etecteurs. Nous nous int´ eresserons plus particuli` erement ` a la probl´ ematique de la mise en œuvre de ces d´ etecteurs et nous pr´ esenterons les performances obtenues ainsi que les pistes de d´ eveloppement.

Les r´ esultats obtenus au cours des deux premi` eres ann´ ees de la th` ese ont conduit, en octobre 2009, ` a la r´ ealisation d’une campagne de test de l’instru- ment sur le site du t´ elescope. Cette mission a ´ et´ e marqu´ ee par une r´ eussite technique et scientifique, confirmant les r´ esultats obtenus pr´ ec´ edemment en laboratoire. La partie IV sera consacr´ ee ` a la d´ efinition de ce projet, aux protocoles d’observation et aux r´ esultats notables obtenus.

Nous conclurons ce document par un bilan et une ouverture, portant sur le

d´ eveloppement des d´ etecteurs et ´ egalement sur les perspective d’une seconde

campagne de test de l’instrument sur le t´ elescope, qui se d´ eroulera en octobre

2010.

Premi` ere partie Motivations

Apr` es une pr´ esentation succincte, dans un premier chapitre, des diff´ erents

enjeux et m´ ethodes d’observation de l’astronomie dans la bande (sub)millim´ e-

trique, nous aborderons le cas particulier du radiot´ elescope de 30 m` etres de

l’IRAM, au cœur des motivations qui guident les travaux de l’´ equipe spatiale

de l’Institut N´ eel.

Chapitre 1

Instrumentation pour

l’astrophysique et rayonnement millim´ etrique.

En observant le ciel, l’Homme a pu se situer au sein d’un espace immense et fascinant. Une part importante des connaissances astronomiques se sont naturellement bas´ ees sur le rayonnement visible ` a l’œil humain. Cependant, ce rayonnement ne constitue qu’une partie tr` es restreinte de ce qui atteint notre plan` ete. L’existence d’une lumi` ere non visible, provenant de l’espace, n’a pu ˆ etre d´ ecouverte que par la construction d’instruments d’observation convertissant l’´ energie des photons en un signal visible. Nous nous int´ eresse- rons ici au rayonnement dit millim´ etrique, en raison d’une longueur d’onde typiquement comprise entre 1 et 10 mm ( ∼ 300 ` a 30 GHz).

1.1 Int´ erˆ ets de l’astronomie (sub)millim´ etrique

Le rayonnement qui nous parviens depuis l’espace a ´ et´ e ´ emis par de nom- breuses sources. Ces sources sont de diff´ erentes natures, et la distance qui nous s´ epare d’elles peut demander aux photons un temps de parcours de plu- sieurs milliards d’ann´ ees. Au cours de ce trajet, le rayonnement peut interagir avec les objets c´ elestes pr´ esents sur son chemin. Au final, les photons capt´ es par les instruments ont vu leurs propri´ et´ es alt´ er´ ees par ce trajet.

L’astronomie s’int´ eresse ` a la mesure du flux des photons d´ etect´ es relati- vement ` a certaines caract´ eristiques du rayonnement :

La cartographie s’int´ eresse ` a la position angulaire associ´ ee ` a la puissance

mesur´ ee.

6 Partie I - Ch. 1 : Astrophysique et rayonnement millim´ etrique La photom´ etrie cherche ` a d´ eterminer aussi pr´ ecis´ ement que possible la

puissance ´ emise par une source donn´ ee.

La spectrom´ etrie s’int´ eresse ` a la distribution en fr´ equence de la puissance.

La polarim´ etrie mesure la polarisation du rayonnement.

Nous reviendrons dans ce chapitre sur ces diff´ erents aspects de la me- sure, chacun pr´ esentant des exigences d´ eterminantes pour l’instrumentation

`

a mettre en place. Nous allons pour l’instant nous int´ eresser au rayonnement per¸cu, depuis notre syst` eme solaire, dans la bande millim´ etrique.

1.1.1 L’atmosph` ere terrestre

Notre atmosph` ere constitue la premi` ere source de rayonnement dans la bande millim´ etrique. Son ´ emission, donn´ ee en fonction de la fr´ equence op- tique, est pr´ esent´ ee en figure 1. Elle d´ epend notamment de l’´ epaisseur cumul´ ee de la vapeur d’eau sur la ligne de vis´ ee, et de la temp´ erature atmosph´ erique.

Bien qu’il soit possible de s’affranchir des effets de l’atmosph` ere grˆ ace aux ex- p´ eriences ballons et satellites, les exp´ eriences au sol restent incontournables, pour des raisons que nous d´ etaillerons dans ce chapitre. La bande infrarouge, sit´ ee au-del` a de 400 GHz, est rendue parfaitement opaque par l’atmosph` ere.

Les bandes de transmission centr´ ees ` a 850 µm, 1.2 mm, 2.1 mm et 3 mm, m´ eritent en cons´ equence une attention particuli` ere.

1.1.2 Le d´ ecalage vers le rouge

Lors de son ´ emission, un photon poss` ede une fr´ equence ν, d´ etermin´ ee par le m´ ecanisme de g´ en´ eration. Des raies spectrales, dues aux modes de vibration propres d’atomes et mol´ ecules, se superposent ` a un continuum.

Celui-ci est issu d’une part de la g´ en´ eration thermique (rayonnement de corps noir, dont le spectre est d´ etermin´ e par la loi de Planck), et d’autre part du rayonnement synchrotron, issu de l’acc´ el´ eration d’´ electrons par un champ magn´ etique intense. Comme nous l’avons dit, les propri´ et´ es du rayonnement d´ ependent de son parcours.

Expansion de l’univers

Un photon ´ emis au temps t

avec une longueur d’onde λ

nous parvient

au temps t avec une longueur d’onde dilat´ ee par l’expansion de l’univers,

λ(t) > λ

. Plus le lieu d’´ emission est loin de nous, plus l’ˆ age du photon

est grand, plus la dilatation est importante, et plus la fr´ equence de l’onde

(ν = c/λ) est faible. Dans le visible, ce d´ ecalage de la fr´ equence correspond

1.1 Int´ erˆ ets de l’astronomie (sub)millim´ etrique 7

Figure 1 – La transmission de l’atmosph` ere est limit´ ee par la quantit´ e de vapeur d’eau cumul´ ee sur la ligne de vis´ ee. Les raies d’absorption de l’eau et de l’oxyg` ene (` a 115 GHz), dont la largeur est modul´ ee par la temp´ erature,

d´ efinissent quatre bandes spectrales exploitables pour l’astronomie.

`

a un d´ ecalage vers le rouge. On g´ en´ eralise cette appellation en d´ efinissant le redshift :

z

= a(t) − a(t

)

a(t

) = λ(t) − λ

λ

o` u a(t) est le facteur d’´ echelle (ou de dilatation) ` a l’instant t

Exp´ erimentalement, le d´ ecalage en fr´ equence f /f

varie lin´ eairement avec la distance de la source par rapport ` a notre point d’observation. Dans une bande spectrale donn´ ee, il est donc parfois plus facile d’observer un objet c´ eleste situ´ e tr` es loin de nous qu’un objet de mˆ eme nature plus proche. On notera toutefois que le d´ ecalage des fr´ equences avec le redshift s’accompagne

´ egalement d’une diminution du flux de photons

. Un exemple du plus grand int´ erˆ et pour la bande millim´ etrique sera pr´ esent´ e plus loin avec la poussi` ere interstellaire.

1. Le flux est en effet inversement proportionnel au carr´ e de la distance qui s´ epare la

source de son observateur.

8 Partie I - Ch. 1 : Astrophysique et rayonnement millim´ etrique Effet Doppler

Un d´ eplacement fr´ equentiel analogue ` a celui de l’expansion de l’univers est obtenu par l’effet Doppler : la fr´ equence ` a laquelle un observateur observe une source d´ epend de la vitesse (radiale) avec laquelle celle-ci s’´ eloigne (ou s’approche) de lui. Un mˆ eme rayonnement, mesur´ e ` a un mˆ eme instant t, sera donc per¸cu avec une fr´ equence diff´ erente suivant le point M d’observation.

Le redshift correspondant est not´ e : z

= λ(M ) − λ

λ

=

√ 1 − β 1 + β − 1

o` u λ

est la longueur d’onde dans le r´ ef´ erentiel de la source, λ(M ) la longueur d’onde dans le r´ ef´ erentiel de l’observateur et β = v/c, avec v la vitesse radiale de la source par rapport ` a l’observateur et c la c´ el´ erit´ e de la lumi` ere dans le vide.

Les vitesses des objets c´ elestes sont tr` es faibles devant la vitesse de la lumi` ere. Le d´ ecalage par effet Doppler de raies spectrales est mesurable, et permet notamment de d´ eduire la vitesse de d´ eplacement des sources d’´ emis- sion. En revanche, le d´ ecalage d’un spectre continu sur la bande spectrale d’observation n’a pas d’impact notable sur les mesures. Une exception est pr´ esent´ ee ci-dessous avec la mesure du Fond Diffus Cosmologique.

1.1.3 Le Fond Diffus Cosmologique

Le Rayonnement Millim´ etrique du Fond Diffus Cosmologique (ou CMB : Cosmic Microwave Background ) est un rayonnement issu des premiers ins- tants de notre univers. Apr` es la naissance de notre espace-temps, l’agita- tion extrˆ eme de la mati` ere r´ eduisait le libre parcours moyen des photons ` a z´ ero. L’expansion de l’univers s’est traduite par une diminution de la densit´ e d’´ energie, permettant l’apparition des premiers noyaux. Lorsque la densit´ e d’´ energie s’est trouv´ ee suffisamment faible, les ´ electrons ont ´ et´ e captur´ es par les noyaux, formant les premiers atomes. Les photons se sont alors propa- g´ es librement entre ces atomes. Apr` es un trajet de l’ordre de 15 milliards d’ann´ ees, certains de ces photons nous parviennent et t´ emoignent de l’ori- gine de notre univers. Certains photons ont interagi avec les objets c´ elestes qui se sont cr´ e´ es au cours de ce laps de temps, et t´ emoignent des propri´ et´ es de ces structures. Nous en verrons un exemple des plus int´ eressants pour l’astronomie millim´ etrique avec l’observation des galaxies.

La fr´ equence des photons du CMB, issus de la g´ en´ eration thermique d’un

environnement extrˆ emement chaud, ´ etait initialement tr` es ´ elev´ ee ( ∼ 3000 K).

1.1 Int´ erˆ ets de l’astronomie (sub)millim´ etrique 9 Cependant, la dilatation spatiale subie au cours de leur trajet se traduit par un redshift de l’ordre de 1100. Nous percevons donc le rayonnement propre du CMB comme celui d’un corps noir ` a 2.735 K. Le maximum d’intensit´ e correspond ` a une longueur d’onde de 1.87 mm, faisant de ce rayonnement si particulier un int´ erˆ et majeur pour l’astronomie millim´ etrique.

Anisotropies en temp´ erature

Aux grandes ´ echelles angulaires, le CMB a une temp´ erature uniforme.

N´ eanmoins, il pr´ esente des anisotropies en temp´ erature, avec une distribution angulaire caract´ eristique de la densit´ e de mati` ere au moment de la recom- binaison. Ces anisotropies, de l’ordre de 10 µK, sont ` a l’origine des grandes structures (galaxies, amas de galaxies, filaments, etc.) de notre univers tel que nous le connaissons.

Figure 2 – La mesure des anisotropies du CMB a gagn´ e en r´ esolution an- gulaire et en pr´ ecision en temp´ erature au cours des derni` eres d´ ecennies.

Depuis la d´ ecouverte du CMB, en 1964, plusieurs exp´ eriences ont eu pour but de mesurer ces anisotropies (figure 2). On citera notamment les satellites COBE ([1], 1992), WMAP ([2], 2003) , et PLANCK ([3], 2009, actuelle- ment en fonctionnement). Des observations depuis des ballons stratosph´ e- riques ont ´ egalement accompagn´ e le d´ eveloppement de ces instruments. On citera notamment ARCHEOPS ([4],2002) et BOOMERANG ([5], 2001). Ces diff´ erentes g´ en´ erations d’instrument ont permis d’affiner la r´ esolution des anisotropies, en temp´ erature et spatialement.

On notera que les anisotropies les plus prononc´ ees ont une taille angulaire relativement importante ( ∼ 1˚, voir figure 3), comparable ` a l’´ etendue des plus grandes structures c´ elestes.

Remarque :

Le mouvement de la Terre autour du Soleil, du Soleil dans la galaxie et

de la galaxie par rapport ` a la surface de premi` ere diffusion entraˆınent, par

effet Doppler, un redshift variable. Cet effet, correspondant ` a ∼ 0.3 % de la

temp´ erature du CMB, est pr´ epond´ erant sur les anisotropies. Cependant il

10 Partie I - Ch. 1 : Astrophysique et rayonnement millim´ etrique

Figure 3 – La distribution angulaire des anisotropies du CMB par WMAP.

La taille importante des fluctuations principales demande une cartographie ` a grande ´ echelle.

est parfaitement quantifi´ e, ce qui permet de s’en servir pour l’´ etalonnage de l’instrument (ce qui est le cas pour l’instrument HFI de PLANCK [6]) et de le soustraire facilement par la suite.

Polarisation du CMB

Une autre particularit´ e du CMB est sa polarisation optique. Celle-ci r´ e- sulte initialement du mouvement des particules dans le potentiel model´ e par les ondes acoustiques primordiales, d´ efinissant une sym´ etrie de la polarisa- tion de type mode E. La pr´ esence ´ eventuelle d’une polarisation de type mode B est activement recherch´ ee car elle serait le signe d’ondes gravitationnelles primordiales pr´ edites par le mod` ele inflationnaire du big-bang.

On note ´ egalement la pr´ esence de diverses autres causes de la polarisa- tion du rayonnement per¸cu, comme la phase de r´ eionisation, l’´ emission de la poussi` ere galactique ou l’´ emission synchrotron. Le signal originel polaris´ e du CMB est en cons´ equence noy´ e par un fond important.

Sans rentrer ici dans les d´ etails, on retiendra que les variations caract´ e-

ristiques attendues pour le signal attendu pour le type B demandent une

sensibilit´ e de mesure meilleure que 0.1 µK. Si la polarisation du mode E a

d´ ej` a ´ et´ e d´ etect´ ee par les missions pass´ ees (BOOMERANG et WMAP , par

exemple), les modes B, t´ emoins des premiers instants de l’univers, sont encore

tr` es difficilement d´ etectables pour les instruments existants.

1.1 Int´ erˆ ets de l’astronomie (sub)millim´ etrique 11

1.1.4 Les galaxies

Les galaxies constituent les sources c´ elestes les plus ´ etendues, avec une taille typique de quelques minutes d’arc et un maximum de un degr´ e (An- drom` ede). La masse de ces structures est principalement constitu´ ee par les

´ etoiles ( ∼ 90 %) et le gaz interstellaire ( ∼ 10 %).

La poussi` ere interstellaire

L’observation des galaxies dans le visible est rendue difficile par les nuages de poussi` ere qui les englobent. Cette poussi` ere, dont le diam` etre des grains est de l’ordre de ∼ 0.2 µm, ne repr´ esente que 0.1 % de la masse des galaxies, mais absorbe une part importante du rayonnement visible. L’´ equilibre thermique de cette poussi` ere avec le rayonnement ext´ erieur, ´ equivalent ` a ∼ 3 K, conduit

`

a une ´ emission thermique ` a ∼ 17 K, correspondant ` a l’infrarouge lointain.

Ce ph´ enom` ene d´ etermine pour une part importante le spectre des galaxies, qui pr´ esente un maximum vers ∼ 3.3 THz (λ = 90 µm). La r´ esolution angu- laire souhait´ ee demande l’utilisation de grands t´ elescopes. Cependant, notre atmosph` ere interdit toute mesure depuis le sol ` a la fr´ equence mentionn´ ee.

Un satellite comme HERSCHEL, dot´ e d’un miroir cons´ equent (relativement aux contraintes impos´ ees par les lanceurs) de 3.5 m de diam` etre, permet une imagerie ` a haute r´ esolution des galaxies [7].

L’astronomie millim´ etrique, accessible depuis le sol, tire partie du redshift des galaxies distantes, ainsi que l’illustre la figure 4. En observant des objets plus lointains on observe des objets plus vieux. C’est justement un des points cl´ es de la mesure, qui vise ` a dater et comprendre les m´ ecanismes de forma- tion des galaxies. Jusqu’` a pr´ esent les galaxies les plus anciennes observ´ ees correspondent ` a un redshift de l’ordre de six.

La poussi` ere est ´ egalement un vecteur pour la cartographie du champ magn´ etique. En effet, l’orientation de la poussi` ere dans le sens du champ magn´ etique local entraˆıne une polarisation de 5 ` a 10 % de la lumi` ere diffus´ ee par l’effet Sunyaev-Zeldovich, pr´ esent´ e ci-dessous.

L’effet Sunyaev-Zeldovich

A bas redshift , on peut observer le regroupement de galaxies en amas de

quelques milliers d’´ el´ ements, constituant les structures les plus ´ etendues que

nous connaissons. L’observation de la dynamique de ces structures ne peut

ˆ etre expliqu´ ee que par la pr´ edominance de la mati` ere noire. La distribution

de cette mati` ere noire n’est pas observable directement, mais est corr´ el´ ee ` a

la distribution du gaz.

12 Partie I - Ch. 1 : Astrophysique et rayonnement millim´ etrique

Figure 4 – Signature spectrale type de galaxies ` a diff´ erents redshift (z).

L’observation des galaxies ` a haut redshift est favoris´ ee dans la bande milli- m´ etrique, le flux d´ ependant peu de la distance de la source.

Figure 5 – L’effet Sunyaev-Zoldovich introduit une distorsion du spectre du CMB, caract´ eristique de l’´ epaisseur du plasma travers´ e.

L’´ equilibre dynamique du gaz au sein des structures extrˆ emement mas- sives que sont les amas de galaxies impose une temp´ erature tr` es importante ( ∼ 10

K

). Cet ´ etat de la mati` ere implique qu’elle soit ionis´ ee. La poussi` ere est rare dans cet environnement, et ne peut donc ˆ etre utilis´ ee pour la car-

2. Ceci peut ˆ etre d´ eduit simplement du th´ eor` eme du Viriel.

1.1 Int´ erˆ ets de l’astronomie (sub)millim´ etrique 13 tographie des amas. Cependant, lorsqu’un rayonnement atteint ce plasma, l’´ energie de ses photons peut alors ˆ etre modifi´ ee suite ` a l’interaction avec les

´ electrons chauds de ce plasma. Cet effet est nomm´ e effet Sunyaev-Zeldovich (SZ). Le d´ ecalage en fr´ equence qui en r´ esulte d´ epend de la fr´ equence du rayonnement incident, ainsi que le montre la figure 5. La distorsion est ind´ e- pendante de la distance ` a laquelle se trouve la source et d´ epend de la quantit´ e de mati` ere sur la ligne de vis´ ee ainsi que de la temp´ erature du plasma. La mesure millim´ etrique (en particulier ` a l’optimum 2.1 mm) permet une carto- graphie directe du gaz chaud des amas de galaxies.

Remarque :

La vitesse particuli` ere du plasma entraˆıne ´ egalement un effet Doppler, appel´ e effet SZ cin´ ematique et s’ajoutant ` a l’effet SZ thermique mentionn´ e pr´ ec´ e- demment. Cependant, sa contribution est relativement faible et peut ˆ etre n´ eglig´ ee en premi` ere approximation.

1.1.5 Le rayonnement synchrotron

Comme nous l’avons mentionn´ e, le rayonnement synchrotron pr´ esente un spectre continu caract´ eristique. Celui-ci est d´ etermin´ e par l’´ energie des ´ elec- trons et l’intensit´ e du champ magn´ etique impliqu´ ees dans le processus. Le flux est inversement proportionnel au cube de la fr´ equence. Le maximum d’´ emission correspond g´ en´ eralement au proche ultraviolet. En cons´ equence, l’observation dans le millim´ etrique se limite g´ en´ eralement ` a des objets ` a tr` es haut redshift .

On notera ´ egalement que les disques d’accr´ etion ` a la base des quasars engendrent une ´ emission synchrotron d’intensit´ e variable, polaris´ ee lin´ eaire- ment ` a 10 − 20 %. Certaines de ces sources ont pu ˆ etre observ´ ees lors de la campagne d’octobre 2009 ` a l’IRAM.

1.1.6 Le Bremsstrahlung

Aussi appel´ e rayonnement de freinage ou rayonnement free-free, il est dˆ u ` a l’´ emission par des ´ electrons en mouvement frein´ es par la proximit´ e de noyaux.

L’intensit´ e du rayonnement est notamment li´ ee ` a la densit´ e des noyaux. Les

sources stellaires principales sont les plasmas denses, que l’on peut trouver ` a

proximit´ e de galaxies actives ou de r´ egions de formation d’´ etoiles. Ce type de

rayonnement reste cependant mineur et constitue un fond plutˆ ot ind´ esirable

que recherch´ e.

14 Partie I - Ch. 1 : Astrophysique et rayonnement millim´ etrique

1.2 L’instrumentation pour le millim´ etrique

De fa¸con g´ en´ erale, l’observation astronomique dans le millim´ etrique se base sur l’utilisation de (radio)t´ elescopes. Ces antennes ont pour rˆ ole de foca- liser le rayonnement dans un plan focal de taille exploitable pour l’installation de d´ etecteurs.

1.2.1 Les grandes cat´ egories d’instruments

Il est propos´ e ici un classement des instruments suivant diff´ erents crit` eres.

Photom` etre, imageur, spectrom` etre ou polarim` etre

Une premi` ere distinction concerne le type de mesure r´ ealis´ ee. Id´ ealement, on souhaite d´ eterminer de fa¸con infiniment pr´ ecise la puissance ´ emise dans chaque direction d’observation, pour chaque fr´ equence et pour toutes les di- rections de polarisation du rayonnement. En pratique, les possibilit´ es instru- mentales imposent souvent la sp´ ecificit´ e de l’instrument.

- Imageur

Un imageur doit ˆ etre dot´ e d’une haute r´ esolution angulaire, pour pou- voir d´ efinir avec pr´ ecision la g´ eom´ etrie des sources, ainsi que d’un grand champ de vue, pour pouvoir couvrir des zones ´ etendues en un temps raisonnable.

- Photom` etre

Il doit pouvoir mesurer avec une grande pr´ ecision en ´ energie la puissance

´ emise par une source ponctuelle cibl´ ee.

- Spectrom` etre

Il doit pouvoir mesurer la puissance de la source dans de multiples bandes spectrales. La d´ etermination des bandes spectrales peut ˆ etre obtenue par l’utilisation de filtres optiques ou par l’association de filtres lithographi´ es et d’antennes.

- Polarim` etre :

Il doit pouvoir mesurer la puissance de la source en fonction de la direction de polarisation du rayonnement. Les contraintes engendr´ ees portent avant tout sur le syst` eme optique (emploi de filtres pour s´ elec- tionner la polarisation).

Comme nous le verrons, chacun de ces modes de mesure est compatible

avec les autres, sous r´ eserve de maˆıtriser les technologies ad´ equates (antennes,

filtres lithographi´ es, microfabrication, ...).

1.2 L’instrumentation pour le millim´ etrique 15 Miroir seul ou interf´ erom` etre

Une seconde distinction concerne l’antenne du t´ elescope.

- Un seul miroir :

Un seul miroir capte la lumi` ere, qui est ensuite focalis´ ee sur un ou plusieurs plans focaux, o` u est r´ ealis´ ee l’image de la source. La r´ esolution est (au mieux) limit´ ee par la diffraction, et donc par la taille du miroir, tandis que le champ de vue est limit´ e par la plus petite des pupilles. La sensibilit´ e est limit´ ee par la surface de collection, et donc la taille utile du miroir primaire.

Dans la bande millim´ etrique, le radiot´ elescope de l’IRAM, auquel nous nous int´ eresserons plus particuli` erement dans ce rapport, est le plus grand en fonctionnement ` a ce jour. Un radiot´ elescope de 50 m de dia- m` etre, situ´ e au Mexique, est sur le point d’entrer dans sa phase de test. Dans la bande de fr´ equence qui nous int´ eresse, les contraintes sur l’´ etat de surface rendent difficile d’envisager des t´ elescopes de taille tr` es sup´ erieure.

- Interf´ erom` etres :

Un interf´ erom` etre utilise un r´ eseau d’antennes pour faire interf´ erer les signaux provenant d’une mˆ eme source avec des directions d’observation l´ eg` erement diff´ erentes. La r´ esolution angulaire s’affine avec la distance entre les antennes, tandis que le champ de vue est d´ etermin´ e par le lobe instrumental de chacune des antennes.

Ces instruments conviennent tout particuli` erement pour sonder de fa-

¸con tr` es pr´ ecise des sources d´ ej` a d´ etect´ ees par les grands t´ elescopes.

La pr´ ecision n´ ecessaire sur l’alignement des diff´ erentes antennes limite pour l’instant leur mise en oeuvre au sol.

Selon le point d’observation - Au sol :

L’observation au sol offre une grande libert´ e technologique : contraintes d’encombrement ajustables, dur´ ee d’observation extensible, ´ evolution possible de l’instrument, faibles coˆ uts logistiques, flux de donn´ ees et de contrˆ ole importants, approvisionnement possible en fluides cryog´ e- niques, puissance ´ electrique virtuellement illimit´ ee... En contre-partie, l’observation est limit´ ee par l’opacit´ e, la distorsion et le bruit d’atmo- sph` ere.

Dans les bandes spectrales accessibles, l’observation au sol tire notam-

ment partie de la taille imposante des t´ elescopes. Le d´ eveloppement

16 Partie I - Ch. 1 : Astrophysique et rayonnement millim´ etrique d’instruments terrestres reste donc la solution incontournable pour l’ob- servation ` a haute r´ esolution angulaire, ainsi que pour le d´ eveloppement des nouvelles g´ en´ erations d’instruments.

- En ballon :

Pour s’affranchir des contraintes li´ ees ` a l’atmosph` ere, une solution est de monter l’instrument sur un ballon stratosph´ erique. Cependant, ceci s’accompagne de la naissance d’autres contraintes : volume, poids et consommables

limit´ es, dur´ ee d’observation courte, fortes contraintes sur les dates de vol, r´ ep´ etabilit´ e incertaine (risque de crashs de l’ins- trument en fin de mission), transmission des donn´ ees d´ ependante d’une t´ el´ em´ etrie limit´ ee.

Les ”exp´ eriences ballon” permettent de couvrir avec une bonne sensi- bilit´ e des portions de ciel restreintes, ` a un coˆ ut raisonnable. Si l’ins- trument peut ˆ etre r´ ecup´ er´ e apr` es l’atterrissage, il permet la reconduite de l’exp´ erience, ` a coˆ ut r´ eduit et avec la possibilit´ e d’y apporter des am´ eliorations.

C’est g´ en´ eralement une ´ etape de qualification pour une technologie des- tin´ ee ` a ´ equiper de futurs instruments embarqu´ es sur satellite.

- En satellite :

Pour s’affranchir compl` etement de l’atmosph` ere et permettre des ob- servations longues, monter l’instrument sur un satellite artificiel est la solution ultime. Cependant, les contraintes techniques sont ici extrˆ e- mement fortes : poids (et donc consommables) rigoureusement limit´ e, dur´ ee de vie courte

, pas d’´ evolution possible, t´ el´ em´ etrie limit´ ee... Cette solution offre les meilleures conditions d’observation mais est particu- li` erement coˆ uteuse et demande un temps de d´ eveloppement tr` es long, de l’ordre de vingt ans.

1.2.2 Les crit` eres de comparaison

- La cryog´ enie :

Comme nous le verrons par la suite (I.1.2.3), les d´ etecteurs, ainsi qu’une partie de l’´ electronique et de l’optique, doivent ˆ etre refroidis ` a tr` es basse temp´ erature (< 1 K) pour permettre une sensibilit´ e suffisante. Les ca- pacit´ es cryog´ eniques de l’instrument sont une importante source de contraintes qu’il est indispensable de prendre en compte dans l’´ eva- luation des performances de l’instrument. Le choix du syst` eme de re- froidissement influera notamment sur l’autonomie et la disponibilit´ e de

3. Fluides cryog´ eniques notamment.

4. Limit´ ee par le syst` eme cryog´ enique ou la dur´ ee de vie des organes les plus fragiles.

1.2 L’instrumentation pour le millim´ etrique 17 l’instrument, mais ´ egalement sur la temp´ erature minimum et la puis- sance cryog´ enique disponible.

- L’optique :

La bande spectrale du rayonnement mesur´ e est tout d’abord contrainte par l’environnement, et notamment par l’absorption de l’atmosph` ere pour les instruments au sol. Une d´ efinition pr´ ecise de la bande est ob- tenue par l’utilisation de filtres. La possibilit´ e de r´ ealiser des mesures dans plusieurs bandes spectrales est un atout des plus int´ eressants.

L’´ emission thermique de notre environnement (corps noir ` a ∼ 300 K) constitue une source importante dans le millim´ etrique (contrairement au visible, notamment). Au sol, l’optique doit donc permettre la r´ ejec- tion de ce rayonnement parasite, bien plus intense que le rayonnement issu des sources astronomiques observ´ ees.

L’optique d´ efinit ´ egalement la r´ esolution angulaire et le champ de vue maximal de l’instrument. Une grande r´ esolution angulaire permet de d´ eterminer les d´ etails des sources ´ etendues, mais limite ´ egalement la dilution des sources ponctuelles dans le lobe instrumental, augmentant ainsi la sensibilit´ e. Elle permet ´ egalement une diminution de la confu- sion provoqu´ ee par la superposition d’une source ponctuelle sur un fond non uniforme.

D’autres ´ el´ ements optiques d´ ependent eux des d´ etecteurs.

- Les d´ etecteurs :

Nous verrons dans ce manuscrit diff´ erents types de d´ etecteurs adapt´ es

`

a la mesure du rayonnement millim´ etrique. Comme cela sera pr´ esent´ e au III.4, chacun d’eux poss` ede des avantages et inconv´ enients propres, susceptibles d’influencer les performances globales de l’instrument.

Leurs caract´ eristiques interviennent ´ egalement dans la chaˆıne optique de l’instrument : le couplage optique peut ˆ etre contraint, notamment par l’emploi d’antennes ou de cornets ; la couverture du plan focal par les d´ etecteurs d´ efini le champ de vue global ; l’espacement des d´ etec- teurs, relativement ` a la tache de diffraction de l’optique, d´ etermine le facteur d’´ echantillonnage spatial des images r´ ealis´ ees.

- Le syst` eme de lecture :

La r´ ealisation de matrices comportant un tr` es grand nombre de d´ etec-

teurs ne pr´ esente pas qu’une limite technologique. La lecture de tous

ces d´ etecteurs, refroidis ` a tr` es basse temp´ erature, est une probl´ ematique

majeure. Une premi` ere solution est de r´ epliquer les syst` emes de lecture

individuels, mais, comme nous le verrons par la suite, ceci s’accompagne

de contraintes de r´ ealisation, d’espace et de cryog´ enie cons´ equents. Une

autre solution consiste ` a multiplexer la lecture, fr´ equentiellement ou

18 Partie I - Ch. 1 : Astrophysique et rayonnement millim´ etrique temporellement. Les performances de multiplexage sont susceptibles de d´ egrader le bruit de lecture, la sensibilit´ e ` a l’environnement ou encore les performances cryog´ eniques.

- Les performances de la mesure :

Les performances de l’instrument tiennent compte des performances de chacun des ´ el´ ements qui le composent : optique, d´ etecteurs, ´ electro- nique, ou encore des capacit´ es ` a filtrer les diff´ erentes sources de bruit, de fa¸con mat´ erielle ou logicielle.

D’un point de vue utilisateur, on notera plusieurs crit` eres majeurs : La sensibilit´ e :

La sensibilit´ e optique d´ efinit l’intensit´ e d’une source qu’il est pos- sible de d´ etecter, en un temps donn´ e. Nous reviendrons sur les crit` eres de d´ etection par la suite.

La dynamique :

Elle apporte une contrainte sur les contrastes maximums obser- vables, sans changer la configuration de l’instrument. Une grande dynamique est n´ ecessaire pour observer les sources intenses et ´ eta- lonner les d´ etecteurs et elle est ´ egalement demand´ ee pour pouvoir imager des sources sur des fonds de ciel variables, ce qui est le cas lors de l’observation depuis le sol

.

Le temps de r´ eponse :

Il contraint la strat´ egie d’observation : plus la r´ eponse des d´ etec- teurs ` a un changement de la puissance incidente est rapide et plus le balayage du t´ elescope peut ˆ etre rapide. En pratique, le balayage au sol est relativement lent et donc peu contraignant sur ce point.

En revanche, la vitesse de balayage sur les instruments ballons ou satellites est g´ en´ eralement plus ´ elev´ ee

. L’influence des cosmiques est ´ egalement plus importante hors atmosph` ere et un faible temps de r´ eponse aide alors ` a la discrimination de ces ´ ev` enements.

1.2.3 Les d´ etecteurs pour le millim´ etrique

La mise en œuvre d’instruments dans la bande millim´ etrique demande la conversion de l’´ energie des photons en un signal ´ electrique exploitable par un calculateur. La faible ´ energie des photons n’est pas suffisante pour l’uti- lisation de photoconducteurs, tels que les matrices CCD. D’autres principes

5. A cause des ´ evolutions des conditions atmosph´ eriques.

6. De fa¸ con ` a permettre une meilleure r´ ejection du bruit basse fr´ equence de la chaˆıne

de mesure.

1.2 L’instrumentation pour le millim´ etrique 19 physiques doivent donc ˆ etre utilis´ es. Pour comprendre les enjeux actuels, nous commen¸cons par nous int´ eresser ` a la notion de sensibilit´ e des d´ etecteurs.

R´ eponse, bruit et sensibilit´ e

La puissance optique mesur´ ee P

[W ] est per¸cue au travers de la chaˆıne de mesure par le signal ´ electrique S (souvent des volts [V ]), la relation entre les deux ´ etant donn´ ee par la r´ eponse optique unitaire s

: S = A · s

. Le signal de mesure est entach´ e de variations al´ eatoires constituant le bruit de mesure. On note σ

l’´ ecart-type de ce bruit, mesur´ e sur une bande-passante B.

Plusieurs autres grandeurs servent ` a caract´ eriser ce bruit :

- Du point de vue ´ electronique , on utilise la Densit´ e Spectrale de Puis- sance du signal ´ electrique, d´ efinie sur la bande B par :

DSP = σ

B [V

.Hz

]

- Du point de vue syst` eme, l’´ ecart-type du bruit ramen´ e en entr´ ee du syst` eme est d´ efini par : σ

= σ

/s

[W ]. La densit´ e spectrale de puissance s’´ ecrit :

DSP = s

· σ

B [V

.Hz

]

- Du point de vue d’un physicien, il est habituel de consid´ erer le bruit en puissance efficace (ou NEP - Noise Equivalent Power ) :

N EP = σ

√ B [W.Hz

]

- Pour l’astronomie, il est plus int´ eressant de consid´ erer l’´ equivalent en temp´ erature (ou NET - Noise Equivalent Temperature) :

N ET = σ

√ B [K.Hz

] o` u T est la temp´ erature de la source

.

Les termes σ

, N EP et N ET correspondent respectivement aux varia- tions de signal, de puissance et de temp´ erature de la source qui g´ en´ ereraient un signal de DSP ´ egale ` a celle du bruit de mesure sur une bande-passante B, si l’ensemble de la chaˆıne de mesure ´ etait non-bruyante.

7. Grandeur proportionnelle ` a P dans le domaine de Rayleigh-Jeans.

20 Partie I - Ch. 1 : Astrophysique et rayonnement millim´ etrique La sensibilit´ e est une caract´ eristique tr` es importante des d´ etecteurs. Elle d´ efinit la plus petite variation de puissance (ou de temp´ erature) qu’il est possible de d´ etecter au milieu du bruit. On d´ efinira ici la sensibilit´ e ` a N σ, S

, bas´ ee sur le crit` ere qu’une source de puissance P

peut ˆ etre d´ etect´ ee

`

a N σ au milieu d’un bruit N EP et sur une bande-passante B si P

≥ N · N EP · √

B . Les contraintes les plus courantes consid` erent N = 1, 3 ou 5.

Compte tenu des expressions pr´ ec´ edentes, on peut noter : S

= N.N EP . De la mˆ eme fa¸con on peut d´ efinir la sensibilit´ e en temp´ erature. On notera qu’une sensibilit´ e de X mK.Hz

permet la d´ etection d’une source de X mK ` a 1σ en 0.5 s

.

La sensibilit´ e de la mesure d´ epend lin´ eairement de la r´ eponse optique uni- taire et de √

∆t, o` u ∆t est le temps d’observation de la source. Une sensibilit´ e optimum

a ´ et´ e atteinte avec les bolom` etres. Pour obtenir les r´ esolutions n´ e- cessaires aux objectifs mentionn´ es pr´ ec´ edemment, il faut donc augmenter le temps d’observation de la source. Pour la cartographie de sources ´ etendues

, une solution ´ equivalente est d’augmenter le nombre de d´ etecteurs.

R´ ecepteurs h´ et´ erodynes

Les r´ ecepteurs h´ et´ erodynes sont des d´ etecteurs principalement utilis´ es dans le domaine des ondes radios. Ils utilisent des m´ elangeurs analogiques

, fonctionnant ` a la fr´ equence du rayonnement, pour transposer le signal ` a plus basse fr´ equence. La mesure de ce signal au travers de diff´ erents filtres accord´ es permet d’´ etablir la d´ ecomposition spectrale du rayonnement.

Leur sensibilit´ e dans la mesure d’un continuum dans la bande millim´ e- trique est contrainte par la stabilit´ e des oscillateurs pilotant les m´ elangeurs.

Pour des fr´ equences sup´ erieures ` a 100 GHz, on leur pr´ ef` ere alors les bolo- m` etres, potentiellement moins bruyants.

Bolom` etres

Un bolom` etre est un d´ etecteur de rayonnement qui se base sur l’´ echauf- fement d’un mat´ eriau soumis ` a une onde ´ electromagn´ etique. L’onde inci- dente est captur´ ee et convertie en ´ energie thermique, entraˆınant l’´ el´ evation en temp´ erature d’un thermom` etre ´ electrique. La mesure de la r´ esistance de ce thermom` etre permet alors la quantification de la puissance incidente.

8. Une int´ egration de 0.5 seconde correspond ` a une bande-passante de 1 hertz.

9. D´ efinie par le bruit de photons, voir I.2.2.

10. Dont l’image couvre plus d’un d´ etecteur.

11. Jonctions supraconductrices, diode Schottky, Hot Electron Bolometers.

1.2 L’instrumentation pour le millim´ etrique 21 De part son principe, un bolom` etre peut ˆ etre sensible ` a toutes les lon- gueurs d’ondes, ce qui en fait un candidat particuli` erement int´ eressant l` a o` u des technologies plus courantes ne sont pas adapt´ ees. Les bolom` etres ont donc ´ et´ e massivement utilis´ es depuis des dizaines d’ann´ ees pour l’observation dans la bande millim´ etrique.

Les derniers d´ eveloppements visent la r´ ealisation de grandes matrices de bolom` etres, pour satisfaire aux besoins de sensibilit´ e de l’astronomie milli- m´ etrique.

Kinetic Inductance Detectors (KIDs)

Les KIDs sont des r´ esonateurs ´ electriques fait d’un mat´ eriau supraconduc-

teur. L’absorption de photons d’´ energie au moins ´ egale au gap supraconduc-

teur de ce mat´ eriau entraˆıne une modification de la fr´ equence de r´ esonance,

en lien avec la puissance optique incidente. L’int´ erˆ et de cette technologie

pour la r´ ealisation de d´ etecteurs de rayonnement remonte ` a quelques ann´ ees

seulement. Comme nous le verrons le grand int´ erˆ et de cette technologie r´ eside

dans la relative facilit´ e du multiplexage, permettant d’envisager la r´ ealisation

de tr` es grandes matrices de d´ etecteurs.