Un pulsar est un objet astronomique produisant un signal périodique allant de l’ordre de la milliseconde à quelques dizaines de secondes. Ce serait une étoile à neutrons tournant très rapidement sur elle-même (période typique de l’ordre de la seconde, voire beaucoup moins pour les pulsars milliseconde) et émettant un fort rayonnement électromagnétique dans la direction de son axe magnétique.
Le premier pulsars initialement dénommé (CP1919 pour Cambridge Pulsar 19h 19′) a été découvert de façon quelque peu fortuite, en 1967, par Jocelyn Bell et son directeur de thèse Antony Hewish. Dans le laboratoire Cavendish de l’université de Cambridge, ils étudiaient des phénomènes de scintillation réfractive dans le domaine radio et avaient de ce fait besoin d’un appareil mesurant des variations d’un signal radio sur de courtes durées (une fraction de seconde).
Le pulsar PSR B1919+21 est référencé dans la base de données SINBAD de Strasbourg. Ses coordonnées sont :
| Constellation | Vulpecula |
|---|---|
| Right ascension | 19h 21m 44.815s[1] |
| Declination | +21° 53′ 02.25″[1] |
Ses caractéristiques sont une période de rotation de 1,3373 secondes et une largeur d’impulsion de 0.04 secondes.
at high frequency of PSR J1919 [11].
On the right, the corresponding recurrence plot.
4 janvier 2023 – Actualisation de la procédure d’observation par Rémi F6CNB / N5CNB
Connexion sur le site acq.f4klo et utilisation des valeurs par défaut (sauf nom et durée)
- L’acquisition (rx_sdr) est lancée par la page web et crée un fichier .cs16 (données I et Q en format entier 16 bits). (140 Go pour 2h30)
- Vérification des offsets, amplitudes max et min et du spectre moyen (FFT 8192 points) sur l’ensemble des données (programme en C SoapyFilefftw)
- Prétraitement en Octave ( prepulsar.m ) qui crée un fichier avec la puissance moyenne toutes les 1ms pour réduire la taille des données (70Mo pour 2h30)
- Traitement offline en Octave (pulsarN.m).
- Filtrage adapté à la largeur du pulse
- Moyennage de 256 périodes du pulsar avec résolution de 1ms => matrice 715 x 48
- Affichage image avec palette de couleur OCEAN
- Optimisation semi manuelle de la période et de l’échelle de couleur de l’image.
Matériel : récepteur plutoSDR asservi GPS sur PC I7-9700 @ 3GHz
Rx_sdr tourne avec une priorité haute de 10 (normale 19).
Prétraitement sur la machine d’acquisition (~9mn)
Traitement sur PC I9-12900 (moins d’une minute)
N.B. : A ce jour l’orientation du radiotélescope en direction du pulsar et la « poursuite » de celui-ci pendant tout le temps d’observation sont facilités sur le site https://acq.f4klo.ampr.org dont l’accès est réservé aux membres autorisés de l’association.
3 janvier 2023 – Nouvel enregistrement du pulsar PSR B0329+54
Rémi F6CNB / N5CNB est déjà au Texas au moins par l’esprit puisqu’il nous a gratifié du message suivant : « Good Morning Dimension Parabole, rien de mieux qu’un petit pulsar pour se réveiller. (Le problème de saut d’acquisition semble résolu moyennant la réduction de la fréquence d’échantillonnage et l’augmentation de priorité du process). »
L’axe horizontal représente la période de survenue des « pulses » du pulsar (msec). L’axe vertical, les périodes d’observation successives toutes les 0,714 sec.
Mise en évidence avec une période apparente du pulsar plus précise :
Si l’on trace une ligne rouge suivant la survenue régulière du « pulse » la ligne est plus verticale dans l’image de droite. Ceci signifie que la phase du pulsar demeure identique dans le temps car la période d’observation 0.71455745 secondes n’est pas identique à celle du pulsar indiquée 0.714519699726 dans le catalogue de l’ATNF (AUSTRALIA TELESCOPE NATIONAL FACILITY) que lors de l’analyse effectuée avec une période de 0,714555 secondes dans la figure de gauche. Effet Chklovski qui s’apparente à l’effet Doppler.
De son côté François-Xavier N5FXH a également écrit ses logiciels d’analyse et utilisé les méthodes décrites sur le site du Portugal Amateur Radio Astronomy Center (PARAC) en particulier le document de Michiel Klaassen pour la correction de période et dessiner les résultats d’analyse présentés ci-dessous.
Les signaux enregistré en continu sont relus blocs par blocs sur de très courtes périodes. Si la période est différente de celle de survenue des impulsions celles-ci ne resteront pas en phase dans la fenêtre d’observation (figure). Dans nos observations, après ajustement précis de la période à 0.714519699726 sec les impulsions tombent en phase dans la fenêtre. Dans ces conditions la sommation des différentes périodes aboutit à l’élimination progressive du bruit qui survient au hasard tandis que les impulsions s’additionnent car elles tombent toujours au même moment dans la fenêtre.
La Figure montre l’efficacité de la sommation des signaux reçus sur la réduction du bruit aléatoire et l’amélioration du signal impulsionnel.
En haut une seule période d’observation du signal. Au milieu sommation moins bruitée des signaux sur quatre périodes avec à droite le pic moyenné qui devient visible. En bas moyenne sur un plus grand nombre de périodes qui donne à droite une impulsion encore mieux dessinée.
En conclusion, on peut estimer que l’objectif de réception d’un signal faible est atteint. Des améliorations sont encore à attendre sur le plan des applications logiciels et bien entendu du matériel, notamment du préamplificateur à plus faible bruit qui sera prochainement installé au niveau de la nouvelle source septum.
Exemple de profil de « pulse » :
Le radiotélescope de la Villette détecte le pulsar PSR B0329+54
Il y a quelques semaines nous étions trop pessimistes quant à la possibilité d’enregistrer le signal d’un pulsar dans l’état actuel des performances du radiotélescope de la Villette.
Nous écrivions que pour cela nous devrions gagner en qualité au niveau de la réception des signaux (rapport signal / bruit dépendant le l’amplificateur en tête). Ceci se fera prochainement en changeant le préamplificateur situé au niveau du dipôle de réception au foyer de l’antenne du radiotélescope. Le préamplificateur qui va remplacer celui mis en place au moment de la construction de l’instrument il y a 37 ans en 1984 à Nançay sera beaucoup plus performant avec un très faible facteur de bruit (0,30 dB par rapport à 1,8 dB (2,1 dB mesuré récemment). Nous remplacerons également la cavité qui renferme le dipôle par une cavité assurant une réception des signaux en polarisation circulaire au lieu de linéaire ce qui apporte un avantage. Enfin nous changerons le câble coaxial qui a également vieilli et apporte sa part d’atténuation et de bruit dans le système de réception actuel.
Cependant, qui ne tente rien n’a rien et François-Xavier N5FXH, Rémi F6CNB / N5CNB et Jean-Jacques F1EHN ont relevé le défit.
Jean-Jacques a posté le message suivant le 27 octobre 2021
« Rémi et FX ont enregistré des données, lors de la poursuite du pulsar PSR B0329+54 le 25/10/2021. Je viens de les traiter. Il a fallu un léger ajustement des paramètres et le résultat est très bon.
C’est presque normal pour une antenne de cette catégorie car il s’agit du pulsar le plus puissant en 21 cm. De plus il a peu de dispersion et donc ça facilite son observation avec des moyens simples.
J’ai utilisé la suite MK17b http://parac.eu/projectmk17b.htm (voir la documentation). Deux fichiers de 15 min ont été enregistrés avec une clé récepteur RTL-SDR à 2MHz. Les deux fichiers donnent des résultats similaires.
Voici le profil du pulsar replié sur 128 bin (par période). 15 min soit 900s ou 1258 périodes de pulsar. Le rapport Signal / Bruit (SNR) est très bon.
Voici l’intensité en fonction du temps selon 25 lignes de 50 périodes repliées. On voit que le PSR est bien présent. Il n’y a pas de dérive, l’acquisition est stable.
La vue multi-plots regroupant les mêmes infos + la vue spectrale (les 10 canaux sont OK).
30 octobre 2021 – Analyse des signaux du pulsar PSR B0329+54
Jean-Jacques Maintoux a procédé à une analyse complémentaire des signaux.
2 périodes
Le radiotélescope fonctionne bien. Bravo ! Amicalement » – JJ F1EHN
1er novembre 2021 – Confirmation de l’identité du pulsar B0329+54
Jean-Jacques Maintoux confirme la signature caractéristique du pulsar grâce à une analyse plus précide de son signal : « Pour B0329+54, pas de doute de détection, ses principales caractéristiques sont là. Les pré-pulse et post-pulse sont une belle signature ainsi que Répétition et Largeur de pulse. Le SNR est également proche de l’attendu ».
Notre radioastronome amateur a refait un traitement avec une résolution améliorée (216 bin) au détriment d’une petit perte de SNR. Mais cela permet de mettre en évidence les pré et post pulses du mode « normal switching » du PSR B0329+54. Jean-Jacques a joint une note qui discute les phénomènes de commutation de mode « Mode-switching » de certains pulsars (dont B0329+54).
Jean-Jacques F1EHN a poussé un peu plus la résolution, au détriment du SNR, à 700bin/périod soit environ 1ms de résolution.
On peut estimer ainsi la largeur du « pulse » à mi-hauteur (flèche) avec les limites de résolution et de SNR (précision de l’ordre de +/- 1ms)
La largeur relevée est de l’ordre de 7ms.
Pour mémoire, la largeur W50 de B0329+54 est de 6.6 ms.
La période topocentrique du pulsar est de l’ordre de 0.71449 s.
JJ F1EHN
Il y a quelques années, Jean-Jacques F1EHN avait utilisé l’enveloppe des pulses de B0329+54, relevée avec son antenne, pour moduler un bruit blanc audio synthétique.
Les radiotélescopes les plus puissants peuvent enregistrer directement les pulsars sans besoin d’analyses complexes des signaux.
Si on avait une très grosse antenne comme Parkes : https://www.parkes.atnf.csiro.au/people/sar049/eternal_life/supernova/pulsars.html )
Le SNR n’est pas le même 😉
Jean-Jacques Maintoux, radioastronome amateur, avait estimé que le pulsar PSR B0329+54 (J0332+5434) pouvait être enregistré avec le radiotélescope de la Villette. En enregistrant le signal pendant deux minutes et en utilisant le logiciel adapté nous pourrions le détecter. François-Xavier a adapté le code du logiciel au format de numérisation 12 bits de notre récepteur SDR. Jean-Jacques F1EHN a fait le test avec environ deux minutes car ce pulsar a une forte scintillation et donc on peut avoir des creux et absences de signal assez longs. Le signal est faiblement polarisé donc l’antenne du radiotélescope devrait convenir car elle est polarisée linéairement. Sa période de rotation est connue avec une très grande précision comme celle de nombreux pulsars du fait de leur extrême régularité (0,71451866398 secondes) et de leur mesure effectuée sur une très longue durée.
Quelques observations personnelles de Jean-Jacques sont rapportées dans ce papier de 2017.
Historique
C’est en 1967 que Jocelyn Bell a découvert le premier pulsar.
Joe Taylor K1JT est un radioamateur connu pour ses logiciels de communication numériques. Joe Taylor partage le prix Nobel de physique de 1993 « pour la découverte d’un nouveau type de pulsar, une découverte qui a ouvert de nouvelles possibilités pour l’étude de la gravitation ». En tant que radioamateur, il a été à l’initiative d’une « DX expedition » en avril 2010 au radio- télescope d’Arecibo récemment détruit. Il a utilisé l’immense gain de l’antenne du radiotélescope afin d’émettre des signaux radio en direction de la lune ( EME ou Moonbounce ) et ce afin de communiquer avec des radio-amateurs à travers le monde en utilisant la voix, le code Morse et des signaux numériques. L’antenne de 300 m de diamètre procurait un énorme gain de 60 dB sur 435 MHz ! Ceci a facilité la réception via la lune de la station KP4AO opérée par K1JT par une station portable installée sur une terrasse de Paris à l’occasion des Journées mondiales EME (Earth-Moon-Earth, Terre-Lune-Terre) le 18 avril 2010.
Une liste de pulsars notables.
| PSR B0329+54 | Camelopardalis |
|---|---|
| Right ascension | 03h 32m 59.368s[1] |
| Declinaisoon | +54° 34′ 43.57″[1] |
| Distance | 3,460 ly (1,060 pc) |
| Spectral type | Pulsar |
Le pulsar du Crabe (PSR B0531+21, NP 0532, PSR J0534+2200) est le pulsar le plus énergétique connu en termes de luminosité de ralentissement. Sa période de rotation est d’environ 33 ms (0,0334033474094). La lente augmentation de sa période de rotation génère un rayonnement électromagnétique qui est plus de 100 000 fois plus intense que le Soleil, générant environ 4,5×1031W. Ce rayonnement est entre autres responsable de la forte luminosité de la partie centrale de la nébuleuse du Crabe, générée par rayonnement synchrotron. L’analyse spectrale n’est pas tout à fait adaptée à la mise en évidence du signal du pulsar du Crabe dont la fréquence de rotation est de 30 Hz avec de temps en temps des sursauts plus puissants.
| Type | Pulsar jeune |
|---|---|
| Galaxie hôte | Voie lactée |
| Constellation | Taureau |
| Ascension droite | 05h 34m 31,97s |
| Déclinaison | 22° 00′ 52,1″ |
| Coordonnées galactiques | ℓ = 184,5575 · b = −5,7843 |
| Découverte | 1968 |
Des logiciels spécifiques ont été écrits pour détecter des pulsars (http://parac.eu/projectmk17b.htm). Le site Neutron-Star publie des informations sur les pulsars : http://neutronstar.joataman.net/. Rémi F6CNB a identifié un groupe qui travaille sur un autre logiciel. François-Xavier N5FXH trouve cet autre site excellent : http://parac.eu/. François-Xavier a recodé la partie calcul du processus du code pulsars 3pt. Cela donne pour le pulsar Vela des courbes à peine discernables du traitement pur avec le code 3pt.
Pour être précis, le code 3pt a deux parties: 1) la partie calcul en binaire Windows: FFT + intégration cohérente + traitement de la dispersion ; 2) la partie plot en python (non modifiée).
François-Xavier a refait une portion de la partie calcul, à savoir la FFT et l’intégration cohérente. Sur le pulsar Vela qui a une DM relativement faible, cela donne un résultat convenable. Il prévoit de continuer sur la partie traitement de la dispersion.
http://neutronstar.joataman.net/amateur_challenges/index.html
Savez-vous qu’il existe une ‘chatroom‘ GNUradio sur les pulsars ? https://chat.gnuradio.org/#/room/#sdr-pulsar:gnuradio.org
Références :
Antony Hewish utilisa avec son étudiante d’alors Jocelyn Bell des instruments du MRAO pour découvrir les pulsars. Hewish et Ryle furent récompensés du prix Nobel de physique pour leur contribution à la radioastronomie.
L’astronome David A. Green, spécialiste des rémanents de supernova est actuellement (2008) en poste au MRAO. Son catalogue électronique de rémanents est hébergé sur le site du MRAO ([1] [archive]).
https://www.jb.man.ac.uk/research/pulsar/Resources/epn/browser.html
https://safe.nrao.edu/vlba/psrpi/
Déduire la distance du pulsar à partir de DM:
http://lpc2e.cnrs-orleans.fr/~icognard/anneephys2005/crabe-radio.pdf
modèles de contenu électronique :
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/835/1/29/pdf
http://dses.science/our-second-confirmed-pulsar
Article de Jean-Jacques F1EHN dans la revue l’Astronomie n°101, janvier 2017
Radiotélescope du Parc de La Villette 