Ressources Internet 1997

To appear in « Astrophysics with Large Databases in the Internet Age »
Proc. IXth Canary Islands Winter School on Astrophysics
Tenerife, Spain, Nov 17-28, 1997
eds. M. Kidger, I. Perez-Fournon, & F. Sanchez, Cambridge University Press, 1998

Internet Resources for Radio Astronomy
By HEINZ ANDERNACH

Depto. de Astronoma, IFUG, Universidad de Guana juato, Guana juato, C.P. 36000, Mexico
Email: heinz@astro.ugto.mx

À paraître dans «Astrophysics with Large Databases in the Internet Age»
Proc. IXe École d’hiver d’astrophysique des îles Canaries
Tenerife, Espagne, 17-28 novembre 1997
éds. M. Kidger, I. Perez-Fournon et F. Sanchez, Cambridge University Press, 1998

Ressources Internet pour la radioastronomie
Par HEINZ ANDERNACH

ANDERNACH Depto. de Astronoma, IFUG, Universidad de Guana juato, Guana juato, CP 36000, Mexique
Courriel: heinz@astro.ugto.mx

 Traduction Google Traduction – relu et corrigé par Bernard Pidoux f6bvp / ai7bg

Un aperçu subjectif des ressources Internet pour les informations radio-astronomiques est présenté. Les techniques d’observation de base et leurs implications pour l’interprétation des données radio accessibles au public sont décrites, suivies d’une discussion sur les explorations radio existantes, leur niveau d’identification optique et la nomenclature des sources radio. Diverses collections de catalogues sources et de bases de données pour les paramètres de source radio intégrée sont examinées et comparées, ainsi que les interfaces WWW pour interroger les enquêtes actuelles et en cours sur de grandes zones. Des liens vers des observatoires radio avec des archives de données brutes (uv-) sont présentés, ainsi que des services fournissant des images, à la fois d’objets individuels ou d’extraits («découpages») d’enquêtes à grande échelle. Alors que l’accent est mis sur les données du continuum radio, une brève liste de sites fournissant des données de raies spectrales, et des informations atomiques ou moléculaires sont incluses. Les principaux radiotélescopes et levés en cours de construction ou de planification sont décrits. Un résumé est donné d’une recherche de sources radio optiquement brillantes jusque-là inconnues, effectuée par les élèves à titre d’exercice, en utilisant uniquement des ressources Internet. Plus de 200 liens différents sont mentionnés et ont été vérifiés, mais malgré la tentative de mise à jour de ce rapport, il ne peut donner qu’un aperçu de la situation actuelle.

1. Introduction
La radioastronomie a maintenant environ 65 ans, mais elle est loin de prendre sa retraite. Karl Jansky a fait la première détection de la statique cosmique en 1932, qu’il a correctement identifiée avec l’émission de notre propre Voie Lactée. Quelques années plus tard, Grote Reber a fait la première carte approximative du ciel nordique à des longueurs d’onde d’un mètre, démontrant la concentration d’émission vers le plan galactique. Pendant la Seconde Guerre mondiale, le Soleil a été découvert comme la deuxième source radio cosmique. Ce n’est qu’à la fin des années 40 que la résolution angulaire fut améliorée successivement pour permettre d’identifier les premières sources extragalactiques: Centaurus A (NGC 5128) et Virgo A (M 87). Fait intéressant, le terme radioastronomie n’a été utilisé pour la première fois qu’en 1948 (Haynes et al. (1996), p. 453, point 2). Au cours des années 1950, il est devenu évident que non seulement les électrons relativistes étaient responsables de l’émission, mais aussi que les radio-galaxies étaient des réservoirs d’énergie sans précédent. Des luminosités radio encore plus impressionnantes ont été obtenues une fois que les quasars aux décalages vers le rouge toujours plus élevés se sont avérés être les équivalents de nombreuses sources radio. Dans les années 1950, les radioastronomes ont également commencé à cartographier la distribution de l’hydrogène neutre dans notre galaxie et à trouver de nouvelles preuves de sa structure en spirale.

La radioastronomie a fourni très tôt des données d’observation cruciales pour la cosmologie, initialement basées sur le comptage des sources et sur leur distribution (extrêmement isotrope) dans le ciel, et depuis 1965 avec la découverte et la mesure précise du fond cosmique micro-onde (CMB). Ce n’est que maintenant que les études les plus profondes sur de grandes zones de sources radio discrètes commencent à fournir des preuves d’anisotropies dans la distribution des sources, et ces études continuent d’être vitales pour trouver les objets les plus éloignés de l’Univers et étudier leur environnement physique tel qu’il était il y a des milliards d’années. Si cela ne suffisait pas, la radioastronomie actuelle offre non seulement la résolution angulaire la plus élevée obtenue en astronomie (fractions de milliarceconde ou mas), mais elle rivalise également avec la précision astrométrique de l’astronomie optique (2 mas; Sovers et al. (1998) ). Les positions relatives des sources voisines peuvent même être mesurées avec une précision de quelques micro-arcsec (µas), ce qui permet la détection de mouvements relatifs de ~20 µas par an. Ceci est comparable à la «vitesse» angulaire de la croissance des ongles humains vue de la distance de la Lune. La «fenêtre radio» du spectre électromagnétique pour les observations depuis le sol est limitée aux basses fréquences principalement par l’ionosphère, rendant les observations en dessous de ~30 MHz difficiles à proximité des maxima d’activité solaire. Alors que Reber a pu mesurer l’émission du Centre Galactique à 0,9 MHz du sud de la Tasmanie pendant le minimum solaire en 1995, les observations en dessous d’environ 1 MHz ne sont généralement possibles que depuis l’espace. La connaissance la plus complète du ciel radio a été obtenue dans la gamme de fréquences comprise entre 300 (lambda = 1 m) et 5000 MHz (lambda = 6 cm). À des fréquences plus élevées, les conditions météorologiques ainsi que la sensibilité du récepteur deviennent des problèmes, et nous n’avons de bonnes données dans cette gamme que pour les sources les plus puissantes du ciel. Au-delà d’environ 1000 GHz (lambda <= 0,3 mm), on atteint l’infrarouge lointain. Comme les astronomes optiques, qui ont nommé leurs bandes d’ondes avec certaines lettres (par exemple U, B, V, R, I,…), les radio-astronomes ont repris le système introduit par les ingénieurs radio. Le jargon comme P-, L-, S-, C-, X-, U-, K- ou Qband peut encore être trouvé dans la littérature moderne et signifie des bandes radio proches de 0,33, 1,4, 2,3, 4,9, 8,4, 15, 23 et 40 GHz (voir Reference Data for Radio Engineers, 1975). Le CRAF Handbook for Radio Astronomy (1997) donne une description détaillée de l’attribution et de l’utilisation des différentes bandes de fréquences attribuées aux astronomes (à l’exclusion des codes alphabétiques).

Contrairement aux astronomes optiques avec leurs plaques photographiques, les radio-astronomes utilisent depuis le début des équipements électroniques. Étant donné qu’ils n’avaient rien de telles que comme les «cartes graphiques de recherche» utilisées en astronomie optique pour s’orienter dans le ciel radio, ils étaient habitués à travailler avec des cartes montrant des coordonnées, rarement vues dans les publications en recherche optique. Néanmoins, l’affichage et la description des cartes radio dans la littérature ancienne montre quelques caractéristiques rares. Probablement à cause des appareils d’enregistrement comme les cartes analogiques utilisés jusqu’au début des années 80, les termes «suivant» et «précédent» étaient fréquemment utilisés plutôt que «est» et «ouest». Ainsi, par exemple «Ns» signifie «NE», ou «Sp» pour «SW». Parfois, le rapport hauteur / largeur des cartes radio a été délibérément changé pour être équi-angulaire, juste pour faire apparaître le faisceau du télescope rond (Graham (1970)). Les radioastronomes n’étaient pas non plus à l’avant-garde de l’archivage de leurs résultats et de l’offre de bases de données accessibles au public. Heureusement, tout cela a radicalement changé au cours de la dernière décennie, et le présent rapport espère donner un goût convainquant de ceci.

Ces conférences s’adressant à des astronomes professionnels, je ne parle pas de services explicitement dédiés aux amateurs. Je laisse ici avec une mention du site WWW bien organisé de la «Society of Amateur Radio Astronomers» (SARA; irsociety.com/sara.html ). Notez que dans toutes les adresses sur le World-Wide-Web (WWW) mentionnées ici (les «URL»), je vais omettre les premiers caractères « http: //  » sauf si d’autres chaînes comme « ftp: //  » doivent être spécifiées. L’exactitude des URL répertoriées n’a été vérifiée qu’à partir de mai 1998.

2. Techniques d’observation et interprétation des cartes

Des connaissances théoriques sur les rayonnements radio, l’interférométrie et la technologie des récepteurs ont été présentées dans la contribution de G. Miley à ces travaux. Dans cette section, je comparerai brièvement les avantages et les limites des antennes disques et des interféromètres radio, et je mentionnerai quelques outils pour surmonter ou atténuer certaines de leurs limites. Pour une discussion sur divers types de radiotélescopes, voir Christiansen & Högbom (1985). Je me limite ici aux éléments qui semblent les plus importants à prendre en compte lorsque l’on essaie d’utiliser et d’interpréter des cartes radio tirées des archives publiques.

2.1 Disques individuels par rapport aux interféromètres

La relation de base entre la résolution angulaire thêta et l’ouverture (ou diamètre) D d’un télescope est thêta ~ lambda / D radians, où lambda est la longueur d’onde d’observation. Car le domaine radio est 106 fois plus grand que dans l’optique, ce qui impliquerait de construire un radiotélescope un million de fois plus grand qu’un optique pour obtenir la même résolution angulaire. Aux débuts de la radioastronomie, lorsque l’équipement d’observation était basé sur des antennes radar dont l’armée n’avait plus besoin après la Seconde Guerre mondiale, les résolutions angulaires typiques obtenues étaient de l’ordre du degré. Par conséquent, l’interférométrie est devenue une technique importante et réussie au début des années 1950 (bien que des réseaux de dipôles ou d’antennes Yagi aient été utilisés, plutôt que des antennes paraboliques, car les premiers étaient plus adaptés à la bande d’onde métrique utilisée dans les premières expériences). L’amélioration des conditions économiques et les progrès technologiques ont également permis une augmentation significative de la taille des disques simples. Cependant, le poids du réflecteur et sa structure de support ont fixé une limite pratique d’environ 100 mètres pour les disques paraboliques simples entièrement orientables. Des exemples sont la parabole Effelsberg de 100 m (http://www.mpifr-bonn.mpg.de/effberg.html ) près de Bad Münstereifel en Allemagne, achevé en 1972, et du Green Bank Telescope (GBT; 8) en Virginie-Occidentale, USA, devant être terminé début 2000. L’antenne sphérique de 305 m près d’Arecibo (Porto Rico; http://www.naic.edu/ ) est la plus grande parabole disponible actuellement. Cependant, il n’est pas orientable; il est construit dans une dépression naturelle et proche de la sphère dans le sol, et a une résolution angulaire limite de ~1′ à la fréquence de fonctionnement la plus élevée (8 GHz). Outre l’augmentation de la taille de la parabole, on peut également augmenter la fréquence d’observation pour améliorer la résolution angulaire. Cependant, le D dans la formule ci-dessus est l’ouverture dans laquelle la surface de l’antenne est précise à mieux que 0,1 lambda, et les limitations techniques impliquent que plus l’antenne est grande, moins la surface est précise. En pratique, cela signifie qu’une seule parabole n’atteint jamais une résolution meilleure que ~ 10 « -20 », même à des longueurs d’onde inférieures au mm (cf. Fig. 6.8 dans Rohlfs & Wilson (1996)).

Les antennes simples n’offrent pas la possibilité d’imagerie instantanée comme avec les interféromètres par transformée de Fourier des visibilités. Au lieu de cela, plusieurs autres méthodes d’observation peuvent être utilisées avec des paraboles simples. Si l’on s’intéresse uniquement aux paramètres intégrés (flux, polarisation, variabilité) d’une source ponctuelle (connue), on peut utiliser des « balayages-croisés » (cross-scans) centrés sur la source. Si l’on est très sûr de la taille et de l’emplacement de la source (et de son voisinage) on peut même utiliser des balayages « on-off », c’est-à-dire pointer sur la source pendant un moment, puis pointer vers une région voisine de «ciel vide» pour comparaison. Cela se fait généralement en utilisant une paire de sources et en mesurant leur signal de différence. Cependant, pour prendre une image réelle avec une seule parabole, il est nécessaire de tramer le champ d’intérêt, en déplaçant le télescope par exemple le long de l’ascension droite (RA), d’avant en arrière, chaque balayage décalé en déclinaison (DEC) par rapport à l’autre d’une quantité ne dépassant pas 40% de la largeur du faisceau à demi-puissance (HPBW) si la carte doit être entièrement échantillonnée. Aux longueurs d’onde décimétriques cela a l’avantage de pouvoir couvrir une surface beaucoup plus grande qu’avec un seul «pointage» d’un interféromètre (à moins que les éléments de l’interféromètre soient très petits, nécessitant donc un temps d’intégration important). Le plus grand avantage de cette méthode de balayage est qu’elle permet d’ajuster la taille de la carte à la taille de la source d’intérêt, qui peut être de plusieurs degrés dans le cas de grandes radio-galaxies ou de restes de supernova (SNR). En utilisant cette technique, une seule parabole est capable de retracer (en principe) toutes les caractéristiques à grande échelle de sources radio très étendues. On peut dire qu’il «échantillonne» les fréquences spatiales dans une plage allant de la taille de la carte à la largeur du faisceau. Cela dépend essentiellement de la manière dont une ligne de base est adaptée aux analyses individuelles. Le moyen le plus simple consiste à supposer l’absence de sources sur les bords de la carte, à définir le niveau d’intensité sur zéro à cet endroit et à interpoler linéairement entre les deux bords opposés de la carte. Une ligne de base d’ordre supérieur est capable d’éliminer plus efficacement les effets atmosphériques variables, mais elle peut également supprimer la structure source sous-jacente réelle. Par exemple, l’étendue radio d’une galaxie peut être considérablement sous-estimée si la carte a été rendue trop petite. Le tramage de la galaxie dans deux directions opposées peut aider à trouver une émission proche des bords de la carte en utilisant la technique dite de «vannerie» (Sieber et al. (1979)). Différentes méthodes de soustraction de base et des seuils de taille de source ont conduit à deux versions différentes des catalogues de sources (Becker et al. (1991) et Gregory & Condon (1991)), toutes deux tirées de l’enquête Green Bank à 4,85 GHz. Le fait que la densité de surface de ces sources ne change pas vers le plan galactique, alors que c’est le cas dans l’enquête PMN sud très similaire (Tasker & Wright (1993)), est entièrement dû à des différences dans la méthode de réduction des données (# 3.3) .

Contrairement aux antennes simples, les interféromètres ont souvent une excellente résolution angulaire (encore une fois thêta ~= lambda / D, mais maintenant D est la distance maximale entre toute paire d’antennes du réseau). Cependant, le champ de vision est FOV ~ lambda / d, où d est la taille d’une antenne individuelle. Ainsi, plus les antennes individuelles sont petites, plus le champ de vision est grand, mais aussi plus la sensibilité est mauvaise. Un très grand nombre d’antennes augmente le coût de conception du réseau et du corrélateur en ligne pour traiter les signaux d’un grand nombre de paires d’interféromètres. Un aspect supplémentaire des interféromètres est leur sensibilité réduite aux composants sources étendus, qui dépend essentiellement de la plus petite distance, disons Dmin, entre deux antennes dans le réseau d’interféromètres. Ceci est souvent appelé l’espacement minimum ou ligne de base la plus courte . En gros, les composants de source plus grands que ~lambda / Dmin radians seront atténués de plus de 50% de leur flux, et donc pratiquement perdus. La figure 1 en donne un exemple extrême, montrant deux images de la radio-galaxie avec la plus grande taille apparente dans le ciel (10 °). Il est instructif de comparer cela avec une carte par parabole unique haute fréquence de Junkes et al. (1993).

Figure 1. Carte de la région Centaurus A de l’étude de tout-le-ciel à 408 MHz (Haslam et al. (1981), montrant l’étendue nord-sud complète de ~10° de la structure radio et une caractéristique d’émission plein sud-est, apparemment « connectant » Cen A avec le plan de notre Galaxie (voir Combi et al. 1998). À droite: Une carte 1,4 GHz obtenue avec le VLA (de Burns et al. 1983) montrant les 10′ intérieures du Cen A. Sans carte à une seule parabole la taille réelle du Cen A n’aurait pas été reconnue.

La limitation de la sensibilité pour une structure étendue est encore plus sévère pour l’interférométrie à très longue base (VLBI) qui utilise des lignes de base intercontinentales fournissant une résolution de ~10 ^-3 arcsec (secondes d’arc) (1 mas). La ligne de base minimale est souvent de plusieurs centaines de km, ce qui rend le plus grand composant détectable beaucoup plus petit qu’un arcsec.

McKay & McKay (1998) ont créé un outil WWW qui simule le fonctionnement des interféromètres radio. Cet interféromètre radio virtuel (VRI; http://www.jb.man.ac.uk/~dm/vri/ ) est livré avec le « VRI Guide » décrivant les concepts de base de l’interférométrie radio. L’applet simule la manière dont le placement des antennes affecte la couverture UV d’un réseau donné et illustre la relation de transformée de Fourier entre les visibilités radio accumulées et l’image résultante.

La résolution angulaire relativement faible des radiotélescopes à parabole unique suggère naturellement leur utilisation à des fréquences relativement élevées. Cependant, à des longueurs d’onde centimétriques, les effets atmosphériques (par exemple les nuages ​​qui passent) introduiront une émission ou une absorption supplémentaire lors du balayage, laissant un motif strié le long de la direction du balayage (ce que l’on appelle les «effets de balayage»). Le tramage du même champ le long de DEC plutôt que de RA conduirait à un motif perpendiculaire au premier. Une comparaison et une combinaison ultérieure des deux cartes, que ce soit dans le plan réel ou dans le plan de Fourier, peuvent supprimer efficacement ces modèles et conduire à une carte sensible de la région (Emerson et Gr? Ave (1988)).

Une autre méthode efficace pour réduire les effets atmosphériques dans les cartes radio à parabole unique est la technique dite de «multi-alimentation». L’astuce consiste à utiliser des paires d’alimentations dans le plan focal d’un seul disque. A tout instant, chaque source reçoit l’émission d’une partie différente du ciel (leur séparation angulaire, ou «écart de faisceau», est généralement de 5 à 10 tailles de faisceau). Comme ils se chevauchent largement dans l’atmosphère, ils sont affectés par pratiquement les mêmes effets atmosphériques, qui s’annulent alors dans le signal de différence entre les deux alimentations. La carte résultante montre une image positive et négative de la même source, mais déplacée par l’écart de faisceau. Cela peut ensuite être converti en une seule image positive comme décrit en détail par Emerson et al. (1979). Une limitation de la méthode est que les composants de source plus grands que quelques fois le plus grand écart de faisceau impliqué seront perdus. La méthode est devenue si largement utilisée qu’un symposium entier lui a été consacré (Emerson & Payne (1995)).

D’après ce qui précède, il devrait être clair que les antennes simples et les interféromètres se complètent bien, et afin de cartographier à la fois les structures à petite et à grande échelle d’une source, il peut être nécessaire d’utiliser les deux. Diverses méthodes de combinaison de données individuelles et d’interféromètres ont été mises au point, et des exemples de résultats peuvent être trouvés dans Brinks & Shane (1984), Landecker et al. (1990), Joncas et al. (1992), Landecker et al. (1992), Normandeau et al. (1992) ou Langer et al. (1995). Le système de traitement d’images astronomiques (AIPS; http://www.cv.nrao.edu/aips ), un progiciel de réduction largement utilisé en radioastronomie, fournit la tâche IMERG (cf. http://www.cv.nrao.edu /aips/cook.html ) à cet effet. Le progiciel Miriad (http://www.atnf.csiro.au/computing/software/miriad ) pour la réduction des données d’interférométrie radio propose deux programmes ( immerge et mosmem ) pour réaliser cette combinaison de données par antenne unique et interféromètre (x2.3). Le premier fonctionne dans le plan de Fourier et utilise les données d’un disque unique et de mosaïque pour les espacements courts et longs, respectivement. Le second compare les images de disque unique et de mosaïque et trouve l’image «Entropie maximale» cohérente avec les deux.

2.2. Techniques spéciales en interférométrie radio

À suivre…