Quelques observations de LOFAR : a. Sursauts radio dans la

3C196 LBA 30 - 34 MHz, noise 28-37 mJy/beam, 80 arcsec resolution
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Quelques observations de LOFAR : a. Sursauts radio dans la couronne solaire à 30 MHz. b. Émission des ceintures de radiations de Jupiter à 150 MHz. c. Nébuleuse du crabe à 250 MHz. d. Découverte de 2 nouveaux pulsars. e. Directions d’arrivée des rayons cosmiques dans l’atmosphère terrestre. f. Cartographie du ciel à ~30 MHz. g. La galaxie M87 (Virgo A) à 140 MHz. h. Découverte d’une radiogalaxie géante. i. Champs magnétiques galactiques. j. Schéma de l’époque de "réionisation" (allumage des premières étoiles et galaxies). Quelques observations de LOFAR : a. Sursauts radio dans la couronne solaire à 30-­‐35 MHz. Le cœur de LOFAR (de ~2 km de diamètre, situé au Nord des Pays-­‐Bas) a ici été utilisé en mode multi-­‐faisceaux : 126 faisceaux simultanés pavent un champ de vue de 3.3° centré sur le Soleil ; les faisceaux sont distants deux à deux de 14’, et leur diamètre à 30 MHz est 21’. L’avantage de ce mode sur l’imagerie classique (qui produit 1 image par seconde) est que le signal dans chaque faisceau est enregistré à un rythme très rapide (83 msec par spectre, avec 12.5 kHz de résolution). Ceci permet de suivre l’expansion rapide des sursauts radio dans la couronne solaire. La figure dont est extraite l’image (a) est reproduite ci-­‐dessus. Les 3 panneaux supérieurs montrent l’image du sursaut dans 3 bandes de fréquences décroissantes (de gauche à droite). L’analyse du signal temps-­‐fréquence à haute résolution dans 2 des 126 faisceaux est détaillée dans les 2 panneaux du bas (à gauche le faisceau N°4, symbolisé par un triangle sur les images, à droite le faisceau N°24 symbolisé par un carré). L’instant où sont prises les images est indiqué par la ligne en tirets, montrant qu’il s’agit d’une « source » s’éloignant du Soleil à grande vitesse et émettant à des fréquences de plus en plus basses. Cette source est un faisceau d’électrons accélérés dans la couronne à une vitesse entre le tiers et la moitié de la vitesse de la lumière ! En traversant la couronne, ce faisceau excite le milieu ambiant à une fréquence proportionnelle à la densité de ce milieu, qui décroît avec la distance au Soleil. Ces observations extrêmement riches permettent d’étudier la distribution de densité dans la couronne et le mode d’accélération très efficace de ces faisceaux. • Morosan et coll., LOFAR tied-­‐array imaging of Type III solar radio bursts, Astronomy & Astrophysics 568, A67 (2014). b. Émission des ceintures de radiations de Jupiter à 150 MHz. La magnétosphère de Jupiter est un accélérateur de particules géant qui porte les électrons à une énergie de centaines de keV à plusieurs MeV. Ces particules sont piégées dans la partie interne de la magnétosphère de Jupiter, dans les « ceintures de radiations » (ce nom est en fait impropre puisqu’il s’agit de particules énergétiques), et émettent un rayonnement synchrotron. LOFAR a réalisé les cartes de plus basses fréquences de ce rayonnement. Ces basses fréquences sont émises par les électrons de plus basse énergie dans la gamme ci-­‐dessus (centaines de keV) ou dans les régions de plus faible champ magnétique (loin de la planète). L’image (b) est la version préliminaire dont la version finale est ci-­‐dessus. A gauche sont superposées des lignes de champ dipolaire Jovien, et à droite les contours d’intensité obtenus à 5 GHz. Le rayonnement synchrotron basse fréquence détecté par LOFAR s’étend plus loin que sa contrepartie à 5 GHz, jusqu’à 4 rayons Joviens (~300000 km) du centre de Jupiter. La comparaison à des simulations physiques développées à l’ONERA Toulouse (code Salammbô-­‐3D, image du bas) permet de tirer des informations sur ces populations électroniques et leurs variations dans l’espace et le temps. • Girard et coll., Imaging Jupiter’s radiation belts down to 127 MHz with LOFAR, Astronomy & Astrophysics, soumis (2015). c. Nébuleuse du crabe à 250 MHz. La nébuleuse du Crabe résulte de l’explosion d’une étoile massive, observée au stade de supernova en l’an 1054. En son centre se trouve le pulsar du Crabe qui effectue un tour sur lui même en 33 msec. Sur l’image de gauche, la nébuleuse est imagée à 5 GHz avec le VLA (au Nouveau Mexique, USA, qui peut former des bases de 25 km). L’image de droite a été obtenue avec LOFAR à 250 MHz. Pour une même dimension d’interféromètre, la finesse des détails augmente avec la fréquence. L’image de droite, pourtant obtenue à une fréquence 20 fois plus faible, doit sa bonne définition (quelques secondes d’arc) aux longues bases de LOFAR, s’étendant sur >80 km aux Pays-­‐Bas, et sur >1000 km en incluant les bases internationales Européennes (non toutes prises en compte ici). Pour obtenir une image précise, l’auteur (O. Wucknitz, 2011) a étalonné les données brutes en prenant pour référence le pulsar central, objet ponctuel brillant qui ne pulse plus à 250 MHz car l’étalement des impulsions est supérieur à leur période. d. Découverte de 2 nouveaux pulsars. Les pulsars sont des étoiles à neutrons de quelques dizaines de km de diamètre, résidus de l’explosion supernova d’une étoile massive. Leur rotation est rapide (1 msec à 1 sec) et leur champ magnétique très intense. Des faisceaux radio sont produits dans la direction de l’axe magnétique qui précesse généralement autour de l’axe de rotation. Si un des faisceaux balaie la Terre à chaque tour, on observe une impulsion par tour, et l’astre est qualifié de pulsar. L’étude des pulsars est très importante pour les processus d’émissions dans des plasmas énergétiques, mais peut aussi permettre de contraindre la relativité générale ou découvrir des ondes gravitationnelle. Il est important d’en connaître beaucoup. Leur détection s’appuie sur l’existence d’une périodicité de l’émission (permettant d’empiler les impulsions) et d’une dispersion caractéristique de chaque sursaut en fonction du temps et de la fréquence (le retard de détection à une fréquence f par rapport à la durée 2
géométrique du trajet est proportionnel à 1/f et à la distance du pulsar ; sa détermination permet ensuite d’intégrer les impulsions en fréquence, facilitant leur détection). La recherche de pulsars explore l’espace de ces 2 paramètres (période et dispersion). L’image montre les 2 premiers pulsars découverts dans le programme de recherche LOTAS (LOFAR Tied-­‐Array Survey), au cours duquel les signaux des stations LOFAR sont sommés de manière cohérente en mode « faisceau ». L’image montre les impulsions de ces 2 pulsars, PSR J0140+5622 (P=1.8 sec, à ~10000 années-­‐lumière) et PSR J0613+3731 (P=0.62 sec, à ~2000 a.-­‐l.), dé-­‐dispersées (redressées) dans les panneaux inférieurs, et intégrés en fréquence dans les panneaux supérieurs. • Coenen et coll., The LOFAR pilot surveys for pulsars and fast radio transients, Astronomy & Astrophysics 570, A60 (2014). e. Directions d’arrivée des rayons cosmiques dans l’atmosphère terrestre. LOFAR peut-­‐être utilisé comme détecteur de signaux ultra-­‐rapides (quelques nanosecondes) grâce à l’enregistrement temporaire des ondes reçues dans une mémoire-­‐tampon informatique rapide. Quand un seuil de détection est franchi, les formes d’ondes reçues par chaque antenne sont « gelées » en mémoire et enregistrées, permettant de reconstruire a posteriori leur direction d’arrivée, voire de construire une image instantanée du ciel. Ce mode est utilisé pour l’étude des rayons cosmiques, noyaux de très haute énergie frappant l’atmosphère terrestre et produisant localement une gerbe d’électrons secondaires à l’origine d’une impulsion radio ultra-­‐brève. Plus leur énergie est élevée, plus ces particules sont rares. LOFAR est sensible à une vaste région du ciel, et détecte donc de nombreux événements. L’image montre les directions 18
d’arrivée des ~400 gerbes cosmiques détectées par LOFAR entre Juin 2011 et Avril 2013, jusqu’à une énergie de 10 électrons.Volts (0.2 Joule !). L’Est est à 0° et le Nord à 90°. La croix bleue indique la direction du champ magnétique Terrestre local, qui dévie les gerbes d’électrons et rend anisotrope la distribution des directions d’arrivée. • Schellart et coll., Detecting cosmic rays with the LOFAR radio telescope, Astronomy & Astrophysics 560, A98 (2013). 3C196 LBA 30 - 34 MHz, noise 28-37 mJy/beam, 80 arcsec resolution
0.106
0.11
0.117
0.132
0.163
0.223
0.344
0.583
1.07
2.02
3.93
f. Cartographie du ciel à ~30 MHz. L’une des premières images de LOFAR, de plus haute sensibilité (30 mJy/faisceau) et de plus haute résolution angulaire (80") jamais obtenue à très basse fréquence (dans la bande 30-­‐34 MHz). Le grand champ de 10° centré sur le quasar 3C196 révèle plus de 50 résidus de supernova, d’amas (à un décalage cosmologique z<0.6) et de proto-­‐amas d’étoiles (z~2), des radio-­‐
galaxies lointaines (z>2) et les halos qui les entourent. Seules les stations aux Pays-­‐Bas étaient utilisées. Aujourd’hui, l’ajout des stations internationales comme FR606 et l’amélioration des algorithmes d’imagerie permettent d’obtenir des images avec une résolution angulaire encore 10 fois plus élevée. • Image de R. van Weeren. Voir aussi van Haarlem et coll., LOFAR: The LOw-­‐Frequency ARray, Astronomy & Astrophysics 556, A2 (2013). g. La galaxie M87 (Virgo A) à 140 MHz. Au centre de cette galaxie elliptique géante de l’amas de la Vierge se trouve un trou noir super-­‐massif (6 milliards de masses solaires) qui émet des jets de matière. Ces derniers interagissent avec le gaz intra-­‐amas pour produire la zone d’émission étendue en radio (lobes). Les images de LOFAR entre 20 et 160 MHz ont permis d’obtenir une description morphologique précise (à gauche, résolution ~20") et une carte de pente du spectre en chaque point (à droite, superposée aux contours d’intensité à 325 MHz par le VLA). Ces images révèlent que l’émission basse fréquence n’est pas plus étendue que l’émission à plus haute fréquence (jusqu’à 10 GHz, à partir d’images d’archives), indiquant que la forme du halo résulte de son équilibre de pression avec le gaz intra-­‐amas, et que l’alimentation des lobes en électrons énergétiques par le trou noir est continue depuis ~40 millions d’années. Cet âge permet d’estimer que le trou noir central a fourni sur cette durée la puissance 38
moyenne colossale de 10 Watts. • de Gasperin et coll., M 87 at metre wavelengths: the LOFAR picture, Astronomy & Astrophysics 547, A56 (2012). h. Découverte d’une radiogalaxie géante. Au cours du premier relevé complet du ciel de l’hémisphère nord par LOFAR, à 150 MHz (le Multi-­‐Snapshot Source Survey, ou MSSS), cette radiogalaxie géante (halo représenté en bleuté) a été découverte autour du triplet UGC 09555 dont une image en visible est montrée dans l’insert en haut à droite. Cette radiogalaxie résulte d’une interaction des galaxies centrales avec le milieu intergalactique, via l’émission de jets de matière révélés uniquement en radio. Le cercle en tirets jaunes figure la dimension de la Lune (30’), illustrant la taille exceptionnelle de cette radiogalaxie, la plus étendue connue à ce jour. • Image de Heald et coll. (2013) i. Champs magnétiques galactiques. Le plan de polarisation linéaire d’une émission radio tourne (perpendiculairement à la direction de propagation) quand les ondes se propagent à travers un plasma magnétisé : c’est l’effet Faraday. Son observation à large bande permet de remonter à l’orientation du champ magnétique à la source d’émission. C’est un des buts de LOFAR pour l’observation des galaxies proches (comme ici celle des Chiens de Chasse, M51). Sur l’image visible, les contours blancs représentent l’émission radio et les tirets jaunes l’orientation et l’intensité (longueur des tirets) du champ magnétique, qui jette un « pont » entre les 2 galaxies. j. Schéma de l’époque de "réionisation" (allumage des premières étoiles et galaxies). Les 2 schémas ci-­‐dessus illustrent l’histoire de l’Univers, avec la flèche du temps vers la droite (image du haut) ou vers le bas (image du bas). Entre l’émission du rayonnement de fond cosmologique à 3°K (~380000 ans après le Big Bang, à un décalage vers le rouge z~1100) et l’apparition des premières étoiles ou galaxies (~400 millions d’années ans après le Big Bang, z~10), se situent les « âges sombres » où l’hydrogène neutre omniprésent est opaque à la propagation de son émission à 1420 MHz. Les premières structures lumineuses « ré-­‐ionisent » l’hydrogène et rendent l’Univers progressivement transparent à son émission à 1420 MHz. L’un des enjeux majeurs de LOFAR est d’obtenir des images de cette lointaine « époque de la réionisation », en détectant les résidus d’hydrogène encore neutre, à une échelle angulaire quelques minutes d’arc, dont l’émission à 1420 MHz a pu se propager jusqu’à nous, décalée vers le rouge à ~140 MHz. La difficulté est formidable car le 5
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signal recherché est très faible (5 milliKelvins, soit 10 à 10 fois plus faible que les radiosources d’avant-­‐plan). La détection – si elle survient – ne pourra être que statistique, après un complexe traitement du signal et un étalonnage parfait de l’instrument. Mais l’enjeu est la compréhension de la première étape de formation des structures rayonnantes dans l’Univers et, au-­‐delà, de la physique de l’Univers primordial. • Loeb, A., The dark ages of the Universe. Scientific American, 295, part no 5, 46-­‐53 (2006). • http://www.lofar.org/astronomy/eor-­‐ksp/epoch-­‐reionization