Jean-Jacques Maintoux F1EHN
Parfois, les circonstances nous permettent d’effectuer des tâches qui nous ne ferions pas en temps normal par manque de temps, impatience ou manque de motivation.
En ce Printemps 2020, étant confiné, j’ai donc décidé d’approfondir la bande de ciel observée par le radiotélescope (RT) F4KLO de La Villette. Actuellement son antenne est bloquée au zénith mais cela n’empêche pas, tout au contraire, d’utiliser une méthode d’observation très (peut être la plus) utilisée en radioastronomie, le transit.
En effet, si l’antenne est en position fixe au zénith, la mécanique céleste est toujours active. Et le faisceau du RT balaye chaque jour la bande de ciel correspondant à la déclinaison, 48° 53’ 38’’ correspondant à la latitude du radio-club (point particulier lié à l’observation au zénith).
Voici ce que va voir, le RT durant 24 h, selon une vue « coordonnées équatoriales » Déclinaison / Ascension droite en 24h (cercles de couleur). Si l’on observe chaque jour, nous ne verrons que l’heure se décale de jour en jour d’environ 4 minutes du fait de l’orbite terrestre autour du soleil (écart entre le temps sidéral et le temps solaire). A suivre ici dans Actualités et Observation quotidienne du RT http://www.f4klo.ampr.org/
Ci-dessous, la même vue en coordonnées galactiques Latitude en fonction de la Longitude
On peut noter que le faisceau du RT traverse le plan galactique à 2 reprises chaque jour.
Dans cette note, vous trouverez successivement 5 chapitres
- La vérification du pointage de l’antenne à partir d’une image brute
- La mise en évidence que quelques défauts du récepteur et des améliorations potentielles à tester
- L’analyse du transit du plan galactique et la mise en évidence de la déformation du plan galactique
- La mesure de la distance d’un bras galactique observé lors de ce transit
- Le calcul de la vitesse de rotation de notre galaxie sur cette ligne de visée.
Bonne lecture.
Vous pouvez joindre l’équipe pour poser vos questions si des points sont trop obscurs. Mais prenez le temps de parcourir les références et en ce moment, du temps, on en a !
- Vérification du pointage de l’antenne
Pour connaitre la position réelle de l’antenne après 35 ans d’immobilité, l’idée est de comparer le signal 21cm reçu a un instant donné au signal issu d’une base de données (Surveillance effectuée par des RT scientifiques).
La précision angulaire de cette mesure est de l’ordre de 0.5 degré, liée à l’ouverture de 1° du RT et également à la résolution de 0.6° de la base de données (LAB).
Cette analyse est effectuée à partir de données brutes enregistrées le 10 Avril 2020 (jour de mon anniversaire 😉).
- 1er point proche du plan galactique vers 7h20 UTC
Les signaux reçus sont montrés ci-dessous. Le transit se situe autour de la droite en tirets noirs vers 7h20. La vue du transit est donnée dans la figure suivante.
Image brute des données SDR3 du 10/04/2020
Prédiction du transit : à 7.4 UTC soit 7h24, l’antenne (Elev=90°) pointe LonGal=88° et LatGal=3.2°
Le point choisi est légèrement en dehors de la latitude 0 (celle du plan galactique). Voir plus bas la justification au paragraphe 3.
Des données 24h, on effectue une coupe spectrale à 072311 (au plus proche de 072400) – Erreur env 0.1°
Simulation du LAB pour LonGal=88° et LatGal=3.2° et ouverture 1°
Décalage en vitesse lié au LSR non corrigé
- 2ème point vers 15h00 UTC
A 15h00 UTC, la position de l’antenne fixe au zénith pointe alors vers LongGal (l) 155° et LatGal(b) 0°.
La coupe spectrale à 15h00 (après correction de la ligne de base pour plus de précision)
Remarque : On peut constater que la compensation par le ½ spectre (vitesse positive) utilisé en double pesée est loin de bien compenser les ondulations du SDR. Voir chapitre suivant.
Simulation du LAB pour LonGal (l) =155° et LatGal (b) =0° et ouverture 1°
Les 2 spectres sont également très proches.
Conclusion concernant le pointage
Spectres très proches de l’attendu => Pointage correct de l’antenne du RT-LV à mieux que 0.5°. Les spectres à +/-0.5° divergent de manière significative. On ne peut être plus précis car le LAB a une résolution de 0.6°. Ou il faudrait tracer tous les spectres et faire une corrélation pour trouver le meilleur spectre/pointage par interpolation.
- Défauts image brute et améliorations potentielles
L’image brute observée sur 24h sans correction comporte de nombreux parasites et ondulations.
Les ondulations sont fréquentes sur les SDR « low-cost ». L’origine des raies parasites est à trouver.
Toutefois, on peut limiter la présence de ces raies en effectuant un filtrage médian mobile ou glissant sur données de l’axe fréquence/vitesse pour chaque mesure. Il faut utiliser une fenêtre réduite à un faible nombre de cases FFT pour ne pas perdre d’information du signal HI observé. Il faut être vigilent et ne pas abuser de cette technique.
La figure ci-dessus montre le spectre brut en bleu et celui après filtrage « médian » en rouge. On peut noter l’amélioration et la conservation de l’information.
Actuellement, les images présentées sur l’information quotidienne sont corrigées en utilisant le spectre à vitesse positive (au-delà d’environ 45 km/s) pour corriger la ligne de base de la partie négative.
Il semble que cette correction ait dérivée et le résultat n’est pas correct.
La figure ci-dessous montre la fluctuation de la ligne de base en traçant une coupe spectrale toutes les 2 heures.
Si l’on regarde la vue sur 24h après filtrage médian, on constate que les raies parasites sont quasiment inexistantes mais les fluctuations de -7 à + de 10K d’erreur sont trop importantes. Ça nuit fortement à la sensibilité et à la qualité des mesures.
Ici aussi la cuvette sombre est bien visible (comme sur les coupes spectrales) entre 9h et 18h.
Cette technique de demi-spectre n’est pas adaptée pour la suite car l’observation des vitesses positives est nécessaire quand la rotation de l’antenne sera possible.
J’ai profité de ces traitements pour passer les cartes et spectres en température d’antenne (en K) en considérant la température système du RT (Tsys) à 220 K. Les résultats sont assez proches des valeurs de la base du LAB.
Réflexion sur une évolution du traitement et des possibilités d’amélioration et d’observations
Plutôt que de replier des ½ spectres, il serait probablement plus efficace d’enregistrer un second canal de référence (hors signal HI) et plus opérationnel car :
- On aurait 2 canaux similaires (méthode classique) qui auront peut-être un comportement plus similaire que des ½ canaux
- Ça laisserait plus de bande pour relever H1 car actuellement on ne peut pas traiter les vitesses positives ce qui sera nécessaire pour plus tard
- L’autre intérêt du canal de référence, ce serait de pouvoir faire un vrai relevé du continuum (spectre large) à 21cm ce qu’on n’a toujours pas fait/montré. On pourrait observer le fond cosmique et des radio sources.
- Le 2ème intérêt est de pouvoir créer une vraie ligne de base de référence à l’aide d’un polynôme numérique afin de corriger les ondulations du spectre H1 sans réintroduire de parasite ni de bruit => Gain en sensibilité.
- A partir de ces 2 mesures à H1 (relevé H1 + continuum) et Référence (relevé continuum) on peut ressortir une carte complète de H1 pour toute la gamme de vitesse (en effectuant le ratio des 2 mesures).
- Il va falloir trouver le bon écart de fréquence (au moins 2 MHz) pour d’une part trouver un comportement similaire** du RSP mais aussi un canal « clair / sans RFI ».
- ** si une légère différence existe, ce n’est pas grave si l’écart est stable, on peut ajouter une 2ème correction (souvent il faut une correction monotone pour corriger la réponse des filtres analogiques et/ou FE numérique). C’est une pratique courante en optique en effectuant Dark, Flat et Offset.
Autre remarque, 2 minutes pour un lobe à 1° n’est pas négligeable. 2 minutes => 15°/30 soit 0.5° (un ½ lobe), c’est trop, la photo va être floue 😉. C’est aussi la limite pour vérifier le pointage. C’est bien adapté à une image 24h mais pas à des observations classiques (il faudra au moins 2 modes).
Il faudrait également passer les FFT à 2048 points au lieu de 4096, ainsi on doublerait la bande de mesure tout en gardant une résolution d’enviton 0.25 km/s. De plus ça compense la réduction du temps d’intégration (Produit B*T constant par exemple).
En passant à 1024 bin, on doublerait encore la bande et on améliorerait la sensibilité avec une résolution de 0.5 km/s (il ne faut pas aller au-delà pour pouvoir corriger en Doppler (« shift » spectral) avec une bonne résolution).
A réfléchir…
- Analyse du transit du plan galactique – déformation du plan galactique
Ce chapitre a pour but d’analyser le transit du plan galactique. A partir de ces mesures on pourra déterminer des valeurs importantes de distance des nuages H1 et vitesse de rotation dans notre Galaxie comme montré aux chapitres 4 et 5. On va pouvoir également observer la déformation du plan galactique appelé WARP.
Après avoir validé la position de l’antenne, il est donc possible de profiter pleinement des mesures effectuées.
A partir de l’heure, de la position d’antenne et de la position du RT, les signaux mesurés sont recalés selon les coordonnées galactiques (conversion coordonnées horizontales en coordonnées galactiques).
A partir de ces coordonnées galactiques, il est alors possible de calculer la correction Vitesse pour aboutir à la VLSR (vitesse corrigée dans le référentiel local).
Les données corrigées sont alors filtrées autour du plan galactique, c’est-à-dire latitude galactique +/-7° dans notre exemple.
Le 1er transit pour latitudes comprises entre +/-7° est env. entre 06:55 et 08:55 UTC. Ci-dessous, la figure montre les 2 vues Vitesses selon latitude galactique et selon le temps (corrigées VLSR). Longitude moyenne* de 88°.
Autour de 0 km/s on peut voir un plan galactique plus « épais » et des signaux plus puissants. Cette zone correspond à notre bras local. L’ouverture d’antenne de 1° recueille ainsi un maximum de signal H1.
On peut noter que pour le bras plus lointain à -80 km/s (voir chapitre suivant), le bras est bien au-dessus du plan galactique ce qui révèle la déformation de notre Galaxie (WARP). Le plan galactique, dans cette région (longitude galactique de 88°) est centrée aux environs de 2°.
* A NOTER : Cette mesure est légèrement faussée car elle ne se fait pas à longitude galactique constante du fait de l’antenne bloquée. On coupe donc le plan légèrement en biais comme le montre la simulation ci-dessous.
La correction VLSR utilisée est d’environ -22 km/s – La longitude moyenne est de l’ordre de 88°.
Le 2ème transit pour latitude comprise entre +/-7° est env. entre 13:55 et 15:55 UTC. Ci-dessous, la figure montre les 2 vues Vitesses selon latitude galactique et selon le temps (corrigées VLSR). Longitude moyenne de 155°.
Autour de 0 km/s on peut voir un plan galactique plus « épais ». Les signaux puissants correspondent à des zones moins éloignées. L’ouverture d’antenne de 1° recueille un maximum de signal H1. L’inversion des deux images (haut/bas) est due au fait que le transit ne s’effectue pas dans le même sens que dans le 1er cas.
A cette longitude, le plan galactique est globalement centré autour de la latitude 0°. Pas de déformation ici.
Conclusion concernant la déformation (WARP) de notre Galaxie
Selon les scientifiques, cette déformation serait due à une collision avec une galaxie plus petite et on assisterait à une sorte d’onde qui se propage dans notre Galaxie.
Autre commentaire en plus de celui sur le signal de référence (Chapitre 2) : Actuellement l’antenne est fixe mais pour plus tard, ce serait bien d’enregistrer la position d’antenne dans le fichier de mesures.
- Mesure de la distance d’un bras galactique observé lors du 1er transit
Au chapitre précédent, un bras relativement lointain a été mis en évidence lors de l’observation du 1er transit.
La figure ci-dessous représente notre Galaxie et la direction pointée à cet instant en rouge pointillée.
Les mesures effectuées à ce point sont : VLSR = -78 km/s, Longitude galactique (l) = 88°
En ce reportant au document de référence (21cm_2012b), en référence, on peut trouver la distance projetée r sur l’axe de visée. Cette distance r est une solution de l’équation du second degré relative au triangle CPS, C étant le centre galactique, P notre point d’intérêt et S notre position autour du soleil. La distance calculée r de S à P est donc d’environ 10 kpc soit env 32 000 année lumière ( AL ou kLy) correspondant au cercle rouge sur la figure de la Galaxie.
Cette position correspond au bras Scuttum-Centaurus selon la carte ci-dessus.
Pour info, le point à 47 km/s correspond au bord du bras Norma.
Le fait d’avoir une antenne fixe limite fortement cet exercice. Il est important d’avoir plusieurs mesures juxtaposées sur plusieurs lignes de visée pour pouvoir établir et observer la carte de cette zone visée.
- Calcul de la vitesse de rotation de notre galaxie cette ligne de visée
Il faut rappeler que l’effet de rotation de notre Galaxie, sa vitesse de rotation, se traduit en radioastronomie 21 cm par des décalages de fréquence des raies 21cm liés à l’effet Doppler. De ces décalages relevés en radio, on peut ainsi calculer les vitesses observées sur la ligne de visée.
Dans le cas de la ligne de visée à l=88°, Nous allons observer des vitesses maximales proche de 0 (cercle jaune). Nous sommes ainsi proche de la distance galacto-centrique maximale pour laquelle cette mesure est réalisable.
Avec cette seule mesure, nous allons donc obtenir un point de la courbe de la vitesse de rotation en appliquant la formule suivante :
En traçant la coupe spectrale à longitude galactique = 88°, on obtient la courbe ci-dessous.
On peut noter que la Vrmax pour cette ligne de visée est de l’ordre de 14.5 km/s.
On peut donc calculer Vr = 14.5 + [220 * sin (88°)] soit Vr = 234 km/s
La distance galacto-centrique est donnée par R = R0*sin(l) soit R = 8.5 kpc.
Ce résultat est proche du résultat attendu comme le montre un bilan des mesures scientifiques ci-dessous.
- Conclusions
J’espère que cette courte visite de notre Galaxie en 21cm, même limitée à une direction de visée, vous aura donné envie d’aller plus loin dans cette découverte.
A partir de mesures relativement simples mais bien calibrées, il est possible de révéler certaines caractéristiques physiques de notre Galaxie.
Amusez vous bien en Radioastronomie et protégez-vous.
Pour l’équipe Dimension Parabole / F4KLO
JJ F1EHN
https://groups.io/g/radioastronomie-amateur
https://radiotelescopelavillette.wordpress.com/
REFERENCES :
Observations à 21cm :
LAB : https://www.astro.uni-bonn.de/hisurvey/euhou/LABprofile/index.php
Notre Galaxy (vidéo) : https://youtu.be/q7prQTS_N3Y
En 21 cm : https://youtu.be/HGwkZY4E64k
WARP : https://astromart.com/news/show/our-milky-way-galaxy-is-warped-and-vibrating-like-a-drum
Radiotélescope du Parc de La Villette 