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Domaine Visible: Réflexions et diffusions (« vraies couleurs »)

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Spécificités de l’environnement IR et Radio. Domaine Visible: Réflexions et diffusions (« vraies couleurs »). IR, Radio: Emissions thermiques (Les couleurs codent les intensités). Instrumentation: de l’Infrarouge au domaine Radio. Longueur d’onde. 10 µm. 100 µm. 1 mm. 1 cm. 10 cm.

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- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript
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Spécificités de l’environnement IR et Radio

Domaine Visible:

Réflexions et diffusions (« vraies couleurs »)

IR, Radio:

Emissions thermiques (Les couleurs codent les intensités)

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Instrumentation: de l’Infrarouge au domaine Radio

Longueur d’onde

10 µm

100 µm

1 mm

1 cm

10 cm

InfraRouge

Submillimétrique

millimétrique

centimétrique

Opacité de l’atmosphère

CO

HI

Fréquence

3 THz

300 GHz

30 GHz

3 GHz

Détection « cohérente » : mesure de E« hétérodyne »: jonction SIS, diode Shotky ; « HEMT »

Détection « directe » = comptage de photonsphotoconducteurs, bolomètres

slide3

Problèmes propres à l’instrumentation IR & radio :

  • La longueur d’onde est grande !
  • => Grands collecteurs => Pb de diffraction
  • Domaine des émissions thermiques
  • => L’obscurité nocturne n’existe pas ! => L’instrument est « lumineux » => le refroidir !
  • L’atmosphère est parfois opaque (=> donc lumineuse)
  • => Aller dans l’espace
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Le télescope de 30m de l ’IRAM: Pico Veleta / Sierra Nevada

l = 1, 2 et 3 mm

Maintenance sur le miroir secondaire

slide5

Les bases de l’instrumentation IR-Radio :

  • Emission thermique et Loi de Kirchoff
  • Transmission/Emission atmosphérique
  • Diffraction, faisceaux gaussiens (quasi-optique)
  • Fluctuations du rayonnement => bruit de photon/bruit radio
  • Détection incohérente : bolomètres
  • Détection cohérente : chaîne hétérodyne
  • Spectroscopie radio
  • Interférométrie radio
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Les sciences de l’instrumentation :

  • Collecteur de photons : Optique
  • Détecteur : Physique du solide
  • Amplificateur : Electronique filtres & conversion numérique
  • - Traitements numériques : Mathématiques Appliquées
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Le rayonnement fossile:

Spectre de corps noir a 2,725 Kelvin, mesuré très précisement par le satellite COBE (1996)

slide10

Image des variations de température du ciel micro-onde : satellite WMAP 2002

Dipole cosmologique

La Galaxie

slide11

Le dipole cosmologique:

Corps noir cosmologique :

Effet Doppler au 1er ordre :

Corps noir observé dans la direction:

slide12

;

;

;

Avec :

  • Changement de repère pour le rayonnement:
slide15

Températures en échelles de couleur:

océans

25°

-55°

35°

continents

ciel

-270,4252°

-270,4248°

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Spécificités de l’environnement IR et Radio

Domaine Visible:

Réflexions et diffusions (« vraies couleurs »)

IR, Radio:

Emissions thermiques (Les couleurs codent les intensités)

slide18

Loi de Kirchoff

Emissivité = Absorption

e(l) = Qabs(l)

Bilan de transmission: Qabs + Qdiff +  + R = 1

absorption

transmission

diffusion

réflexion

Réflecteur: R ≈ 1 => e << 1 : peu émissif

Absorbant: Qabs ≈ 1 => e ≈ 1: très émissif

slide24

Fluctuation du rayonnement détecté:

F : flux incidentSW : étendue de faisceauh : transmissionDn : bande passante

Ce qu’il faut retenir:

Bruit de photons: DN = N1/2 (quantique)

Comptage de photons

Bruit radio: DT = T/(Bt)1/2 (classique)

B : bande de fréquence

t : durée d’intégration

T est la puissance du champ électrique : E2

(Bruit d’une série temporelle aléatoire)

slide25

Fluctuation du rayonnement:

F : flux incidentSW : étendue de faisceauh : transmissionDn : bande passante

Puissance de rayonnement sur le récepteur :

Rayonnement thermique : F = eB(T)

avec

slide26

Fluctuation du rayonnement:

Fluctuation de la puissance de rayonnement sur le récepteur :

Bruit radiométrique

Bruit de photons

plusieurs photons occupent le même état : Onde

Les photons occupent tous des états différents

slide27

Exercice:

1/ Puissance sur le récepteur (en Watts et en K) 2/ Fluctuation de cette puissance2/ Application numérique à 5 GHz et 350 GHz

Source

Atmosphère

Miroirs: Tm, em

Tb

RécepteurSW

TA, hA

Fenêtre: Tf, hf

TA = 280 KhA = 0.7

Tb =2,73Kes = 1

Tf = 300 Khf = 0.9

Tm=300 Kem = 0,05

slide28

I

V0

Les radio-telescopes : La détection hétérodyne(i.e. détection cohérente)

Pn(n) [W/m2/sr/Hz]:

n = 100 MHz à 2000 GHz

Antenne

Oscillateur Local

Diode :

O.L.

n0n

Mélangeur

Quasi-optique

Spectromètre :

Ampli

V2/Hz

n-n0 (Hz)

km/s

W/m2/sr/Hz  Kelvin

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Des observations à l ’Astrophysique

L ’antenne: Résolution angulaire: q1,2l/D

Pour l ’hétérodyne on sélectionne un faisceau de cette taille

IRAM 30 mètres, l = 2 mm  q =

Effelsberg 100 mètres, l = 1 cm  q =

La diode: I(V0+DV)  I(V0) + aDV + bDV2 + etc ...

 E(n) sin(2pnt+f)  EOLsin(2pn0t)

 E(n)EOL /2 [cos(2p(n-n0)t +f) - cos(2p(n+n0)t +f)]

DV  [ E(n) sin(nt+f)+EOLsin(n0t)]d

Le spectromètre : P(n-n0)  E2(n)  W/m2/sr/Hz

Pb: n > n0 apparaît à la même fréquence que n < n0 si |n-n0| = dn

=> Supperposition des hautes et des basses fréquences !

slide30

Bandes « haute » (n > n0) et  « basse » (n < n0)

Mélangeur à Réjection d ’Image (IRM)

A

+p/2

A+B

A-B

A+B

n > n0

cos(2pn0t)

E sin(2pnt+f)

A-B

n < n0

sin(2pn0t)

B

Canal B : E sin(2pnt+f) sin(2pn0t) => E/2 cos[2p|n-n0|t + sgn(n-n0)f]

Canal A : E sin(2pnt+f) cos(2pn0t) => - sgn(n-n0) E/2 sin[2p|n-n0|t + sgn(n-n0)f]

+p/2 => - sgn(n-n0) E/2 cos[2p|n-n0|t + sgn(n-n0)f]

slide31

L’interférométrie radio:

A’

A

= Faisceau ppal

Onde Plane = E exp j(2pnt+f)

A reçoit :

A’ reçoit :

slide32

L’interférométrie radio:

A

A’

Corrélation des signaux reçus par A et A’:

Composante de Fourrier de E.B selon A’A.n