Radiotélescope Würzburg Présentation et manuel d`utilisation

Radiotélescope Würzburg Présentation et manuel d`utilisation
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Radiotélescope Würzburg
Présentation et manuel d’utilisation
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Fabrice Herpin (LAB-OASU)
wurzburg@obs.u-bordeaux1.fr
Version 2.1
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Longitude 0°31’32’’ O,
Latitude 44°50’6’’ N,
Altitude 73m
Résumé
Nous avons débuté à l’automne 2007 sur le site du LAB/OASU à Floirac, près de Bordeaux,
la rénovation d’un radiotélescope Würzburg afin de le transformer en un outil pédagogique et
de vulgarisation performant. Dès maintenant, l’étude du HI galactique et de l’émission OH est
possible. L’instrument est mis à disposition à la fois des enseignants (tous niveaux
d’enseignement), des étudiants et des amateurs via une interface web ou en local. Nous
proposons d’utiliser ce radiotélescope via internet, et/ou via des mini-stages sur site encadrés
par le personnel de recherche. Cet outil fait partie du projet « Hands-On Universe ». Il est
important de noter que le radiotélescope est ouvert à tous et gratuitement !
Ce manuel porte sur la version 2 de l’interface.
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Table des matières
I.
Introduction à la radioastronomie .......................................................................................4
II.
Présentation du radiotélescope ...........................................................................................6
III. Que peut-on observer avec ce radiotélescope ? ..................................................................7
IV. Contraintes du radiotélescope ..........................................................................................10
1. Champ de vision de l’instrument ..................................................................................10
2. Mode d’observation ......................................................................................................10
3. Temps d’intégration ......................................................................................................10
4. Parasites et fréquence off ..............................................................................................11
5. Sources de référence .....................................................................................................11
V.
Comment utiliser le radiotélescope ? ................................................................................12
1. Se connecter .................................................................................................................12
2. Réserver une date d’observation .................................................................................14
3. Observer en mode normal (i.e. novice) .......................................................................16
4. Observer en mode averti .............................................................................................20
5. Récupérer vos observations ..........................................................................................22
VI. Cartographier la Galaxie ...................................................................................................23
1. Les coordonnées galactiques ........................................................................................23
2. L'hydrogène de la Galaxie ............................................................................................23
3. Géométrie de la Galaxie ...............................................................................................24
4. La courbe de rotation ....................................................................................................25
5. La distance du nuage au centre galactique R................................................................25
6. La position du nuage en coordonnées polaires (r,l) ......................................................26
VII. Analyser les observations .................................................................................................27
1. A partir de l’image ........................................................................................................27
2. A partir du fichier Texte (X,Y) .....................................................................................27
3. A partir des fichiers CLASS .........................................................................................28
VIII. Equipe Würzburg ...........................................................................................................33
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I.
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INTRODUCTION À LA RADIOASTRONOMIE
Moins connue du grand public que l’astronomie optique, la radioastronomie est à
l’origine de découvertes majeures comme le rayonnement de fond cosmologique. L’avantage
de l’utilisation de radiotélescopes réside dans la possibilité d’observation en plein jour, en
pleine ville, de notre Galaxie.
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La radioastronomie est la science qui étudie le rayonnement électromagnétique émis par les
sources astronomiques à des longueurs d’onde plus grandes que celles émises dans l’optique
et l’infrarouge, entre quelques MHz et 2 THz (ou en longueur d’onde λ de quelques dizaines
de mètre à quelques dixièmes de millimètre). Les domaines millimétriques (λ>1 mm) et
submillimétriques (λ<1 mm) permettent l'exploration de régions inaccessibles au visible et à
l'UV : les régions jeunes de formation stellaire. Ces régions sont relativement froides et
émettent préférentiellement dans le domaine radio.
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Les signaux captés par les radiotélescopes sont des ondes électromagnétiques émises par les
molécules, atomes ou ions dans l’espace, autour des étoiles, dans les nuages moléculaires,
etc.. Ces espèces ont été excitées par une source de chaleur (par exemple : étoile à proximité
ou chocs de gaz) et ont émis des photons en se désexcitant vers leur état normal. L’émission
de chaque molécule est très faible, mais vu l’immensité des espaces interstellaires, l’émission
totale est parfaitement détectable. L’émission du signal ne se fait qu’à des fréquences bien
déterminées et connus. De la même manière qu’en tournant le bouton d’un récepteur radio
l’on s’accorde sur la fréquence d’une station, le radiotélescope s’accorde sur les fréquences
émises par les molécules, ce qui facilite leur identification.
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Figure 1 : exemple de signal radio (molécule CO) détecté (avec une autre antenne). Le signal
est observé autour d’une fréquence donnée et on mesure sa force par une quantité appelée flux
ou intensité (en Kelvins).
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II. PRÉSENTATION DU RADIOTÉLESCOPE
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Le radiotélescope Würzburg est un ancien radar de l’armée allemande implanté sur le
site de l’observatoire en 1962. Il a servi à observer de façon continue le Soleil de 1966 à 1987,
sa rénovation a débuté en 2007.
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Figure 2 : Radiotélescope Würzburg (gauche) et cornet (droite)
Utilisé auparavant pour l’observation des sursauts solaires, le récepteur était réglé pour 930
MHz. Après rénovation, les bandes de fréquences d’observation sont entre 1,35 GHz et 2,7
GHz.
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Le Würzburg se compose :
- d’une antenne collectrice de forme parabolique de 7,5 m de diamètre,
- d’un cornet (Figure 2) qui reçoit le signal collecté par l’antenne (focalisé sur celui-ci) et le
transmet à l’électronique,
- de systèmes électroniques et d’un PC pour le traitement du signal reçu et le pilotage de
l’antenne.
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En radioastronomie, le pouvoir de résolution est caractérisé par la largeur du lobe principal à
mi-hauteur, noté θ = HPBW. Dans l’approximation d’un lobe gaussien, ce pouvoir de
résolution est donné par :
θ = 1,22 λ/D
où :
- θ est exprimé en radian,
- λ est la longueur d’onde d’observation,
- D est le diamètre de l’antenne.
Déterminé expérimentalement, le lobe de l’antenne est θ = 2,8°, ce qui correspond à un
diamètre d’antenne de 4,9m.
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III. QUE PEUT-ON OBSERVER AVEC CE RADIOTÉLESCOPE ?
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La gamme de fréquences offerte permet notamment d’observer :
- l’hydrogène HI galactique en émission/absorption à 21 cm de longueur d’onde, soit
une fréquence de 1420,4 MHz,
- les émissions maser OH à 1,6-1,7GHz (voir ci-dessous). Les fréquences OH sont en
cours de test et seront disponibles d’ici peu.
Notation
Fréquence d’émission (MHz)
OH(1-2)
1612,2
OH(1-1)
1665,4
OH(2-2)
1667,4
OH(2-1)
1720,5
Pourquoi ces transitions de HI et de OH ?
La plupart du gaz dans notre Galaxie est sous forme d'hydrogène atomique HI, qui émet un
rayonnement radio à une longueur d'onde de 21 cm (c'est-à-dire une fréquence de 1420 MHz).
La raie à 21 cm avait été prédite théoriquement en 1945 par van de Hulst et a été observée
pour la première fois en 1951.
La plupart des étoiles et du gaz de notre Galaxie se situe dans un disque fin. Le soleil est situé
à une distance d'environ 8.5 kpc (25 000 années-lumière) du centre galactique. Du fait de
notre position dans la Galaxie, il est assez difficile d'étudier la structure tridimensionnelle de
celle-ci. Les observations radioastronomiques de l'atome d'hydrogène ont aidé à révéler les
propriétés de la Galaxie, principalement parce que ce type de rayonnement n'est pas "éteint"
par la poussière et que le gaz s'étend, au contraire des étoiles, au delà du disque galactique.
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Notre Galaxie
Figure 3 : Vue de notre galaxie (image : Observatoire d’Onsala, Suède). «GC» représente le
centre galactique. La position de la Terre est confondue avec celle du Soleil («Sun»)
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Dans le système de coordonnées galactiques (voir Section VI), la longitude l est comptée de
zéro (axe soleil vers le centre galactique) et augmente dans le sens contre-horaire. La latitude
b donne l'angle par rapport au plan de la Galaxie (b=0 étant le plan galactique donc). D'une
position donnée sur la Terre, seulement une partie de la Voie Lactée peut être observée.
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L’émission HI
La figure ci-dessous montre une série de spectres HI obtenus à différentes longitudes de notre
Galaxie par le télescope SALSA de Onsala (sensiblement équivalent à notre instrument).
Si le gaz a une vitesse v relative à l'observateur, alors la longueur d'onde λ du signal observé
change d'un facteur Δλ= v/c λ où c est la vitesse de la lumière. Ce phénomène est appelé "effet
Doppler" et Δλ est le "décalage Doppler".
Ainsi, à partir de la fréquence mesurée pour chaque pic du signal HI, on peut remonter aux
vitesses du gaz : pour chaque spectre, la position du pic de la raie observée donne une
fréquence, qui, par effet Doppler, peut être convertie en vitesse sur la ligne de visée.
En supposant que la vitesse totale est constante avec le rayon (= rotation différentielle,
caractéristique des galaxies spirales), on peut calculer la distance du nuage de gaz. Ceci est
détaillé dans la Section VI.
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L’émission OH
OH fut la première molécule astronomique détectée (1963) dans la partie radio du spectre
électromagnétique. Les raies spectrales de OH sont aux longueurs d’onde 2.2, 3.7, 5.0, 6.3 et
18 cm. Cette molécule est observée dans l’atmosphère terrestre, les atmosphères planétaires,
dans les comètes, dans les nuages moléculaires, les galaxies, mais surtout dans les étoiles
évoluées (étoiles plus vieilles que notre Soleil et de masse équivalente) sous forme de
rayonnements maser. Le rayonnement maser à 18 cm du radical OH émis par les étoiles
évoluées est en fait constitué de 3 raies : les raies dites principales à 1665 et 1667 MHz et la
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raie satellite à 1612 MHz.
Selon l’intensité des raies maser OH à 1.7 GHz, on peut classer les étoiles évoluées en
différents groupes. (Type I ou II). On peut aussi étudier la périodicité de ce rayonnement par
rapport à la variation de luminosité de l’étoile (la courbe de lumière de la plupart de ces
étoiles est connue et les données disponibles). Le spectre « classique » des émissions maser
OH est caractérisé par un profil double-pics. De la séparation en vitesse des 2 pics, on peut
déduire la vitesse d’expansion de l’enveloppe OH, tandis que la vitesse médiane donne la
vitesse de l’étoile centrale.
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IV. CONTRAINTES DU RADIOTÉLESCOPE
1. Champ de vision de l’instrument
Du fait de sa monture, l’antenne ne peut observer qu'une certaine partie du ciel (en gros tout
ce qui est trop au nord est inobservable). Chaque fois que vous sélectionnez une source à
observer, une carte du ciel s’affiche sur l’écran avec la partie du ciel observable. Sur l’image
ci-dessous, la portion du ciel accessible est délimitée par le pointillé rouge (en dessous). En
cas de sélection d’une source en dehors du champ de vision du télescope, un message vous
avertira.
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!2.
Mode d’observation
Il existe plusieurs modes d’observation avec un radiotélescope. Celui utilisé avec le Würzburg
est le mode frequency switch.
Ce mode consiste à observer (intégrer) une source pendant un certain temps sur une bande de
fréquence puis observer la même source (même position spatiale) mais dans une bande de
fréquence où la source n’émet pas (fréquence off). Afin d’obtenir le spectre de la source sans
les défauts inhérents à l’antenne et l’environnement, il suffit alors de faire la différence entre
les 2 observations.
Le Würzburg permet d’obtenir des spectres dont la largeur de bande est de 10 MHz avec
une résolution de 5 kHz.
!3.
Temps d’intégration
Plus nous intégrons longtemps sur une source, meilleur est le rapport signal sur bruit et plus il
est facile de détecter des sources faibles. L’électronique du Würzburg ne permet, pour
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l’instant, que d’intégrer au maximum une seconde afin de garantir la stabilité du système.
Ainsi, si vous entrez comme temps d’intégration 100 secondes, les observations seront donc
constituées de 100 spectres de 1s que vous devrez additionner par la suite (avec un logiciel
adhoc comme Class1, voir section VII).
!4.
Parasites et fréquence off
Les agglomérations représentent une source importante de nuisances pour l’observation
astronomique. Ainsi, dans le domaine visible, l’observation est rendue difficile à cause de la
pollution lumineuse. La présence de parasites dans le domaine radio est moins connue (non
visible et ayant moins de conséquences sur l’environnement) mais tout aussi dérangeante pour
l’astrophysique. Bien que certaines bandes de fréquence soient légalement réservées à la
radioastronomie, il est courant de trouver des parasites dans ces bandes à cause du nonrespect de la loi ou d’un réglage inadapté des installations (présence d’harmoniques d’un
signal dans les bandes réservées).
Les tests effectués ont montré que pour le HI la zone autour de El=20° et Az=240° est
très parasitée. Plus généralement, toute observation en dessous de El=20° est à proscrire.
En ce qui concerne OH, la transition OH(2-1) n’est pas observable.
De plus, ces tests ont permis de déterminer la fréquence off utilisée dans le mode
d’observation frequency switch. En effet, comme le spectre off est soustrait au spectre brut, il
ne faut pas qu’il y ait des raies d’émission (parasite ou source astronomique) sous peine
d’obtenir un spectre final aberrant (présence de raie d’absorption due à la soustraction des
raies d’émission du spectre off).
!5.
Sources de référence
Afin de valider la calibration des observations, nous avons observé des sources de référence
dont le spectre est connu et présent dans la base de données Leiden/Argentine/Bonn Galactic
HI Survey (http://www.astro.uni-bonn.de/hisurvey/profile/).
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Figure 4 : Comparaison spectre Würzburg (en noir) - spectre de référence (rouge) pour une
observation d’une région de notre Galaxie. Les détails du spectre sont les mêmes, les échelles
de vitesse et intensité aussi.
1
CLASS est un logiciel développé par l’IRAM (http://www.iram.fr/IRAMFR/GILDAS)
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V.
COMMENT UTILISER LE RADIOTÉLESCOPE ?
1. Se connecter
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Il suffit de se connecter sur la page web du Würzburg avec n’importe quel navigateur
internet (de préférence Firefox ou Google Chrome), Mac, PC ou Linux :
http://serveurwurzburg.obs.u-bordeaux1.fr
!
Vous avez alors sur votre navigateur la page suivante qui s’affiche :
Si vous avez déjà un compte utilisateur, vous entrez votre nom de login et votre mot de
passe afin de vous connecter. Vous passez directement à l’étape 2).
Pour un nouvel utilisateur, il faut d’abord cliquer sur «s’inscrire». Ensuite, un formulaire
d’inscription apparait comme suit :
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Il vous suffit de remplir tous les champs, puis de cliquer sur «s’inscrire». Vous recevrez alors
automatiquement dans les minutes qui suivent un mail contenant vos identifiants. Attention,
ce mail vous demandera de valider votre compte !
Il n’y a aucune restriction, aucun filtre à l’utilisation du radiotélescope. Nous demandons
juste vos coordonnées en cas de problème. Un mail valide est obligatoire. A tout moment
vous pouvez changer votre mot de passe.
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Votre inscription effectuée, vous pouvez vous connecter. La page suivante apparaît alors :
A noter que dans la partie gauche de la fenêtre, une série d’onglets est accessible même sans
être inscrit et permet de nous contacter ou par exemple de consulter les caractéristiques de
l’antenne :
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2. Réserver une date d’observation
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Dès que vous êtes connecté, vous avez accès dans «Gérer mes observations» à la réservation
d’observation et à la liste de vos réservations et observations passées.
Pour effectuer une observation, cliquez sur l’onglet «Calendrier des observations». La page
suivante apparait :
Pour réserver, il vous suffit de cliquer sur une date. Les créneaux horaires apparaissent alors,
en vert pour ceux qui sont disponibles. Vous pouvez réserver autant de créneaux que vous le
souhaitez. Attention : les réservations se font en heure UT (temps universel).
Il vous est alors demandé de remplir un nouveau champ en décrivant (en quelques mots) le
but de votre observation (exemple : «1er essai d’observation radio pour un novice ! »).
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Maintenant votre réservation apparait sur le calendrier («Votre réservation»), ainsi que dans la
liste des observations.
Vous pouvez annuler votre réservation à tout moment en cliquant sur celle-ci :
Evidemment vous ne pouvez pas annuler la réservation d’une autre personne !
Si vous sélectionnez l’onglet «Liste des observations» dans le menu «Gérer mes
observations», toutes vos observations sont répertoriées.
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!3.
!
Observer en mode normal (i.e. novice)
Pour commencer vos observations, il suffit à présent de cliquer dans «Observer» à gauche
dans le menu et de sélectionner soit le mode novice, soit le mode averti.
Dans le mode novice, destiné aux personnes inexpérimentées, vous ne pouvez choisir que
l’espèce que vous voulez observer, HI (ou OH bientôt), et la source parmi une liste d’objets
pré-sélectionnés. Tous les autres réglages du radiotélescope (par exemple le temps
d’intégration) sont imposés.
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Je sélectionne par exemple la galaxie M33 et je valide pour démarrer l’observation.
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Si la source n’est pas visible, un message apparait :
Dans ce cas, vous devez donc sélectionner une autre source. Pour cela, vous pouvez vous
aider de l’image du ciel en temps réel qui apparait en sélectionnant une source représentée soit
par un carré bleu (source HI), soit par un carré rose (source OH) :
Le triangle vert vous donne la position pointée actuellement par le radiotélescope. Les
numéros correspondent aux objets suivants :
1- M33 (HI)
2- W3OH (HI)
3- Cyg A (HI)
4- G34.3 (HI)
5- OH 039.9+00.0 (HI)
6- GAL70.0+0.0 (HI)
7- GAL100.0+0.0 (HI)
8- BD+61.339 (HI)
9- BD+44.1018 (HI)
10- Orion A (HI)
11- AFGL618 (OH)
12- IRC+10216 (OH)
13- RW LMi (OH)
14- V Hya (OH)
15- V Cyg (OH)
16- AFGL2588 (OH)
17- NGC7027 (OH)
18- S Cep (OH)
19- LP And (OH)
20- Pôle Nord Galactique
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Vous pouvez aussi vous servir de logiciels d’éphémérides (pour prédire la position des astres)
installés sur votre ordinateur, par exemple XEphem pour Mac et Unix (http://
www.clearskyinstitute.com/xephem/) ou Carte du ciel pour toute plateforme (http://www.api.net/skychart/fr/start).
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Après avoir validé votre choix, le radiotélescope se déplace vers la source («pointage»).
Selon l’écart entre la position actuelle de l’instrument et la position de cet objet, le temps de
pointage peut-être plus ou moins long. Sur l’exemple ci-dessous, il faudra 11 min avant que le
radiotélescope arrive sur la source. Le temps approximatif maximum est de 30 minutes.
A tout moment, vous pouvez arrêter votre observation en cliquant sur le bouton rouge :
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Lorsque le pointage est effectué, l’antenne passe automatiquement en mode suivi,
déplacement très lent permettant de compenser la rotation de la terre et ainsi de pointer
parfaitement la source tout au long de l’observation (la position des astres par rapport à nous
varie en fonction du temps).
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L’observation commence. Elle dure environ 30s dans ce mode. L’image résultante de
l’observation («spectre») est rafraîchie en temps réel et s’affiche dans l’onglet «spectre».
Un message vous avertit que l’observation est terminée.
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Vous pouvez récupérer votre observation en faisant une copie d’écran de l’image affichée.
Mais vous pouvez aussi récupérer les fichiers (plusieurs fichiers dont un fichier texte avec une
colonne X pour la vitesse et une colonne Y pour l’intensité) de votre observation en cliquant
sur le symbole représentant un CD sur la liste de vos observations comme montré ci-dessous :
Les données sont alors sauvées sur votre propre ordinateur.
!4.
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Observer en mode averti
Après avoir sélectionné ce mode, de nouveaux champs sont disponibles par rapport au mode
normal.
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Il n’y a plus de liste de sources proposées. Vous devez à présent indiquer vous-mêmes les
coordonnées : coordonnées équatoriales ascension droite RA et déclinaison DEC, ou
coordonnées galactiques longitude l et latitude b
Vous devez aussi donner un nom à votre objet. Nous vous conseillons de donner un nom
explicite, par exemple l_100_b_0 pour l’observation de la galaxie en l=100 et b=0. Ce nom
servira aussi pour nommer les fichiers d’observation.
Vous devez aussi spécifier la vitesse de l’astre par rapport au référentiel LSR. Si vous ne la
connaissez pas, 0 fera l’affaire, mais la raie risque de ne pas être au centre de la bande si votre
source a une vitesse élevée.
Vous devez ensuite choisir un temps d’intégration, c’est-à-dire la durée de votre
observation. Par expérience, pour la plupart des sources HI quelques minutes suffisent.
Enfin, vous pouvez en cas de besoin changer la fréquence OFF de référence. Dans la grande
majorité des cas, il est parfaitement inutile et donc déconseillé de changer cette fréquence
OFF (normalement optimale). Mais si vous avez l’impression que votre référence est
parasitée, vous pouvez essayer d’autres fréquences off (prioritairement entre 1450 et 1460
MHz).
Puis vous validez afin de lancer votre observation. Le temps de pointage est indiqué.
!
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5. Récupérer vos observations
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Vous pouvez récupérer votre observation en faisant une copie d’écran de l’image affiché.
Vous pouvez récupérer les fichiers (plusieurs fichiers dont un fichier texte avec une colonne X
pour la vitesse et une colonne Y pour l’intensité) de votre observation en cliquant sur le
symbole représentant un CD sur la liste de vos observations comme montré ci-dessous :
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VI. CARTOGRAPHIER LA GALAXIE
!1.
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Figure 5 : Galaxie : Système de coordonnées galactiques (gauche). Carte de la Voie Lactée
avec coordonnées (droite).
Les coordonnées galactiques
Le Soleil est situé à une distance d'environ 8,5 kpc du centre de la galaxie. La plupart des
étoiles et des nuages de gaz sont placés dans un disque fin en rotation autour du centre
galactique. Le Soleil a une vitesse radiale d'environ 220 km/s et exécute une révolution
complète autour du centre de la galaxie en 240 millions d'années environ.
Pour décrire la position d'une étoile ou d'un nuage de gaz dans la galaxie, il est commode
d'utiliser ce que l'on appelle le système de coordonnées galactique (l, b), où l est la longitude
galactique et b la latitude galactique. Le système de coordonnées galactiques est centré sur le
Soleil. b = 0 correspond au plan galactique. La direction b = 90° est appelée "pôle nord
galactique". La longitude l est mesurée en (h, min, s), en sens inverse des aiguilles d'une
montre, à partir de la direction Soleil vers le centre de la galaxie. Le centre de la galaxie a
ainsi pour coordonnée (l = 0 ; b = 0).
Par commodité, la galaxie a été divisée en 4 quadrants, en fonction de la longitude (voir
Figure 5) :
- I : 0° < l < 90°
- II : 90° < l < 180°
- III : 180° < l < 270°
- IV : 270° < l < 360°
!2.
L'hydrogène de la Galaxie
La plupart du gaz dans la Galaxie est sous forme d'atome d'hydrogène qui émet une raie à 21
cm, soit 1420 MHz. La raie spectrale est produite quand le spin de l'électron se retourne et
devient antiparallèle par rapport au spin du proton, amenant l'atome dans un état d'énergie
plus faible. Bien que cet évènement soit très rare, la quantité énorme d'hydrogène dans la Voie
Lactée rend la raie à 21 cm détectable. Lorsque nous voulons observer la raie de l'hydrogène,
on règle le récepteur du radiotélescope sur une bande de fréquence proche de 1420 MHz. Cela
!24
nous permet de trouver le gaz qui émet à la fréquence de 1420 MHz, malgré le fait que la
fréquence augmente ou diminue quand il nous atteint, selon que le nuage de gaz que l'on
observe s'approche ou s'éloigne de nous.
!3.
Géométrie de la Galaxie
Lorsque nous pointons notre radiotélescope vers un nuage de gaz de la Galaxie, nous ne
voyons pas la vitesse réelle V. Ce que nous voyons est ce qu'on appelle la vitesse radiale Vr
qui est la projection de la vitesse d'un nuage sur la ligne de visée (SM) moins la projection de
la vitesse du soleil V0 sur la ligne de visée (cf. Figure 6).
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Figure 6 : Géométrie de la galaxie. «S» représente le Soleil (donc nous), «C» le centre
galactique et «M» la source observée.
!
On définit :
V0 = vitesse du Soleil autour du centre galactique (220 km/s)
R0 = distance entre le Soleil et le centre galactique (8,5 kpc)
l = longitude galactique
V = vitesse réelle d'un nuage de gaz
R = distance entre le nuage et le centre galactique
r = distance entre le Soleil et le nuage
!
On peut donc écrire :
Vr = V .cos α -V0 .sin c
De plus, on remarque sur la Figure 6 que :
(90 - l) + 90 + c = 180 ⇒ c = l
!
(1)
(2)
La relation (1) devient donc :
Vr = V .cos α -V0 .sin l
(3)
Par ailleurs, la droite CM fait un angle droit avec V. On peut donc écrire :
b = 90 -a = 90 - α ⇒ a= α
(4)
!
!
!
Finalement, si on regarde la distance CT on s'aperçoit qu'elle peut s'écrire de deux façons :
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CT = R0 .sin l = R .cos α ⇒ cos α = R0/R . sin l
Alors, Vr devient :
Vr = (V . R0/R-V0 ) . sin l
(5)
(6)
!
Les seules inconnues de cette expression sont :
- R qui est la distance entre le nuage et le centre galactique,
- V qui est la vitesse réelle du nuage.
R est ce que nous voulons connaître afin de tracer la carte de la Galaxie et nous supposerons
par la suite que V est constant en fonction de R.
!4.
La courbe de rotation
Lors de l'observation on peut avoir plusieurs nuages le long de la ligne de visée. Le nuage
ayant la plus grande vitesse Vr,max est situé au point tangentiel T où nous observons le vecteur
vitesse le long de la ligne de visée. Dans ce cas nous avons :
R = R0 .sin l
(7)
V = Vr,max + V0 . sin l
(8)
En observant à des longitudes galactiques différentes, nous pouvons mesurer Vr,max pour
différentes valeurs de l. Nous pouvons alors calculer R et V pour chaque l et déterminer la
courbe de rotation V(R).
!
Figure 7 : courbe de rotation de la Galaxie
5. La distance du nuage au centre galactique R
!
Pour savoir où se situe le gaz que l'on détecte, il faut utiliser toutes les vitesses que l'on
mesure sur le spectre et non seulement la vitesse maximale comme c'était le cas
précédemment. Pour connaître R, on peut utiliser l'équation (6) mais en prenant V(R)=V0. En
effet, les courbes de rotation de la plupart des galaxies, et notamment de la Voie Lactée, ont
des courbes de rotation plate (qui suggère d'ailleurs la présence de matière noire...).
!26
L'équation (6) devient :
!
Vr = (R0/R-1 ) . V0 . sin l
On peut donc en déduire R :
R = (V0 . R0 . sin l) /(V0 . sin l + Vr)
!
!6.
(9)
(10)
La position du nuage en coordonnées polaires (r,l)
Si nous voulons tracer la carte de la Galaxie pour y représenter les bras spiraux, le plus simple
est de déterminer les coordonnées polaires (r,l) de chaque nuage détecté où r est la distance du
nuage au Soleil et l la longitude galactique. D'après la géométrie de la Figure 6, on peut écrire
l'équation suivante :
R2 = R02 + r2 -2 . R0 . r . cos l
(11)
Ses solutions sont :
r± = ± √ (R2 - R02 . sin2 l) +R0 . cos l
(12)
!
On remarque que dans les quadrants II et III, la position du nuage émetteur est déterminée de
façon unique. Ainsi, il faudra exclure la solution négative r-. En revanche, dans les autres
quadrants I et IV il y a deux positions possibles pour une valeur de l et de R données. On a la
distance SM= r- et la distance SM’’=R+ (avec M’’ l’intersection entre ST et le cercle rouge).
!
!27
!
VII. ANALYSER LES OBSERVATIONS
1. A partir de l’image
!
L’image («spectre») que vous avez récupérée représente le signal émis par l’espèce
sélectionnée (ici le HI) et collecté par l’antenne. Comme expliqué précédemment, les atomes
HI, par exemple, soumis à une source de chaleur externe (étoiles, collisions...) sont excités et
émettent un rayonnement radio en revenant à leur état «normal».
L’axe des abscisses représente la vitesse par rapport à un référentiel (une référence) LSR. Si le
signal capté apparait à par exemple -20 km/s, cela veut dire que la source que vous observez
se déplace à cette même vitesse par rapport au référentiel.
L’axe des ordonnées représente la puissance du signal mesurée sous forme d’une température
en Kelvins. En gros, plus le pic est d’amplitude élevée, plus les atomes HI sont nombreux et
excités.
La forme globale de part et d’autre du signal HI (en dehors du double pic donc) est ce que
nous appelons la ligne de base, un signal résultant du fond diffus d’émission venant du milieu
dans lequel est la source, ainsi que du rayonnement de notre atmosphère et du radiotélescope
(électronique par exemple) lui-même.
!2.
!
A partir du fichier Texte (X,Y)
Pour chaque observation que vous avez effectuée, et pour chaque seconde d’observation, a été
généré un fichier de données «data_nomdesource_date_heure_x.class». Chacun de ces
fichiers contient :
- une 1ère colonne avec l’intensité du signal (axe des Y sur la précédente image)
- une 2ème colonne avec les vitesses (axe des X sur la précédente image)
!28
!
- une 3ème colonne avec les fréquences (équivalent de la 2ème colonne par effet
Doppler)
Vous pouvez retracer le signal à partir de ces fichiers en utilisant n’importe quel logiciel
graphique, voire Excel.
!3.
!
A partir des fichiers CLASS
Cette partie s’adresse à ceux qui voudrait pousser plus loin le traitement de l’observation à
partir d’un logiciel professionnel appelé CLASS.
Le logiciel CLASS, qui fait partie d’un ensemble appelé GILDAS, peut être téléchargé à
l’adresse suivante : http://www.iram.fr/IRAMFR/GILDAS
!
Placez vous dans le répertoire où sont vos données. Par exemple, pour une observation de 60s
(60 observations de 1s en fait) de la source «74_00», effectuée le 9 mars 2011 et débutée à
10H32mn31s, le contenu de votre répertoire est :
Vous avez dans ce cas :
- 60 (i de 1 à60) fichiers «data_nomdesource_date_heure_i.class» représentant chacun une
observation individuelle de 1s en format texte (X,Y),
- un fichier «nomdesource_date_heure.class» qui est un petit programme informatique à
utiliser sous CLASS pour convertir vos données en format CLASS,
- un fichier d’initialisation «new.class» appelé par le programme précédent.
!
Lancez ensuite le logiciel CLASS (sous Mac, il suffit de taper CLASS si le chemin du logiciel
est connu) à partir du répertoire de données que vous voulez analyser.
Sous CLASS, vous allez lancer le programme «nomdesource_date_heure.class» présent dans
votre répertoire de données en tapant la commande suivante :
c’est-à-dire @ suivi du nom de ce fichier.
Puis tapez entrée.
!
!29
Quand la procédure est terminée, un nouveau fichier nommé
«nomdesource_date_heure.wurz» vient d’être créé (ici
«74_00_20110309_10h32mn31s60.wurz»), qui contient toutes vos observations dans le
format natif de CLASS.
!
Nous allons maintenant lire ce nouveau fichier sous CLASS en tapant :
file in nomdesource_date_heure.wurz
Puis :
FIND
et enfin :
LIS
Apparait ensuite à l’écran la liste de vos observations :
!30
Le chiffre à gauche est l’index de vos observations, «74_00» est le nom de la source, «HI»
l’espèce étudiée, «WURZBURG» évidemment le nom du télescope.
Nous allons maintenant accumuler, i.e. sommer ces observations (afin d’augmenter le rapport
signal/bruit, c’est-à-dire diminuer le bruit de l’observation), en tapant la commande :
AVERAGE
Puis, pour voir le résultat :
PLOT
!
Le spectre cumulé apparait sur votre écran.
Vous pouvez afficher plus d’informations sur l’observation en tapant :
SET FORMAT LONG
puis :
PLOT
Et vous obtenez :
!
Vous retrouvez dans l’en-tête de cette figure, le nom de la source, de l’espèce étudiée, du
télescope, la date d’observation, les coordonnées RA/DEC de cette source, le temps
d’intégration cumulé en min (Time: 1min ici), la vitesse de la source que vous avez rentré (ici
-0.2 km/s) etc.
!31
Maintenant, nous allons nettoyer le signal en ôtant la ligne de base. Pour cela, nous
définissons d’abord l’intervalle de vitesse où est le signal qui nous intéresse en tapant :
SET CURSOR ON
SET WIN
A ce moment là, le logiciel CLASS vous donne la main et vous pouvez déplacer un curseur,
avec votre souris, par dessus l’image.
Appuyez sur la barre «espace» de part et d’autre de votre signal HI pour délimiter l’intervalle
où est émis le signal.
!
Puis tapez «E» pour sortir du mode interactif.
!
Vous pouvez afficher la fenêtre que vous venez de définir en tapant :
DRAW WIN
!
Ensuite, nous allons modéliser cette ligne de base (le signal étant maintenant exclu) par la
commande :
BASE 9 /PL
!
En gros, nous interpolons la ligne de base par un polynôme de degré 9 (à vous de jouer pour
trouver le meilleur résultat, vous pouvez le faire autant de fois que vous voulez).
!
!32
!
Tapez ensuite :
PLOT
Et vous obtenez le spectre nettoyé, sans la ligne de base.
Vous pouvez également éliminer le trait «parasite» à gauche du signal HI en tapant :
DRAW
Vous avez la main maintenant et déplacez la souris exactement sur le trait, puis tapez :
KILL
autant de fois que nécessaire.
!33
Puis «E» pour sortir du mode interactif. Enfin :
PLOT
pour afficher le résultat :
Pour sauver votre résultat, définissez un fichier de sortie (par exemple : image.wurz) :
FILE OUT IMAGE.WURZ m
!
Puis
WRITE
!
Votre travail est sauvé sur votre disque dans le fichier «image.wurz» que vous pouvez réouvrir
à tout moment avec les commandes :
FILE IN IMAGE.WURZ
FIND
LIS
GET FIRST
PLOT
!
Vous pouvez également sauver votre résultat sous forme d’un fichier postscript :
HARD IMAGE.EPS /DEV EPS FAST
VIII. EQUIPE WÜRZBURG
!
Le projet Würzburg est le travail de toute une équipe, que ce soit au niveau management,
technique ou informatique. En espérant n’oublier personne :
- management : F. Herpin, H. Soulié. Grandement aidés par P. Caïs et dans les affaires
d’argent par A. Capéran.
- mécanique : J.C. Bouquier, F. Glize, M. Soulette, A. Triffaux, P. Truchelut
- électronique : W. D’Anna , B. Quertier, P. Caïs, P. Camino, J.M. Desbats, S. Gauffre, Z.
Salim
!34
!
- informatique : S. Lopez , N. Autin, A. Caillo, W. D’Anna, B. Quertier, S. Rousseau.
Nous tenons aussi à remercier David Denis-Petit (étudiant Bordeaux 1) pour son aide sur ce
document (basé en partie sur son rapport de stage de Master) et pour tout le travail de
caractérisation et de tests du radiotélescope qu’il a effectué. Egalement, nous tenons à
remercier Ugo Hincelin pour la partie «Observations de la Galaxie», ainsi que Cathy Horellou
et Daniel Johansson (Onsala Space Observatory) pour leurs conseils et leur travail avec
l’antenne SALSA et le document «Mapping the Milky Way» qu’ils ont rédigé et dont nous
nous sommes largement inspirés.
!
Nous remercions évidemment les directeurs du LAB (P. Charlot) et de l’OASU (F. Grousset,
maintenant E. Villenave) pour leur soutien, ainsi que les institutions qui nous ont aidé
financièrement : LAB, OASU, Université Bordeaux 1, Ecole doctorale de Physique de
Bordeaux 1, SF2A et Sciences à l’école
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