Les radiotélescopes du futur

Origines et perspectives de la radioastronomie 22/08/2013
OAI : oai:www.see.asso.fr:1301:2012-1:4673

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Les radiotélescopes du futur

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REE N°1/2012 ◗ 55 LES GRANDS DOSSIERsIntroduction Les origines de la radio- astronomie Comme souvent dans le do- maine des sciences expérimentales, le rayonnement radio venu de l'es- pace fut découvert par quelqu'un qui cherchait tout autre chose. En 1931, Karl G. Jansky fut chargé par les « Bell Labs » (Bell Telephone La- boratories) de trouver une méthode pour minimiser les interférences dans les liaisons téléphoniques transocéaniques. Il mesura un rayonnement autour de 14,6 m de longueur d'onde dont la provenance ne pouvait pas être un phénomène météoro- logique. Après quelques années d'hésitation et de recherches (il n'était pas astronome), il conclut que ce rayonnement ne pouvait venir que de la Voie lactée. En 1933, il publia cette découverte révolutionnaire. A l'époque, peu de personnes prêtèrent attention à ce résultat fondamental. Néanmoins un ingénieur radio, Grote Reber construisit dans son jardin près de Chicago le premier radiotélescope et publia en 1944 la première cartographie radio de la Galaxie (la Voie lactée) qu'il obtint à la longueur d'onde de 1,87 m. Il fut donc le seul radioastronome connu à cette époque. En parallèle, au cours de la seconde guerre mondiale, les opérateurs des radars anglais détectaient le rayonnement radio du Soleil, également sans l'avoir recherché. Cette dé- couverte fut à l'origine de l'expansion de la radioastronomie dans le monde, et tout particulièrement en Grande-Bretagne dans l'après-guerre. Depuis, les progrès ont été im- menses, les radiotélescopes ap- portant une vue particulièrement nouvelle de notre Univers  ; l'éten- due de leur couverture spectrale est telle que la jonction avec les obser- vations optiques est en train de se faire. Les variations de la transparence atmosphérique en fonction de la longueur d’onde rendent complè- tement opaque au rayonnement certaines bandes et en atténuent d'autres. Cette propriété conduit à installer les sta- tions au sol de radioastronomie à des altitudes d'autant plus élevées que l'on augmente en fréquence. Pour les bandes totalement atténuées par l'atmosphère, on est conduit à ef- fectuer les observations depuis l'espace (par exemple avec les satellites Planck et Herschel de l'Agence Spatiale Euro- péenne). La figure 1 donne une indication des variations de l'ab- sorption atmosphérique au niveau de la mer. La fenêtre d'observation en radioastronomie, qui s'étend de quelques dizaines de mètres de longueur d'onde à quelques centimè- tres, peut être élargie au domaine millimétrique en installant les sites d'observation en altitude (quelques kilomètres). La bande infrarouge qui s'étend jusqu'au visible possède encore quelques fenêtres étroites d'observation, mais ce domaine est surtout réservé à l'observation depuis l'espace. La bande de lumière visible, autour de quelques centaines de nano- mètres est bien entendu réservée aux observations optiques. Au-dessus de cette bande, l'atmosphère est fort heureuse- Origines et perspectives de la radioastronomie Figure 1 : Atténuation atmosphérique. Le domaine « optique » est matérialisé par les barres verticales. André Deschamps Président de la Commission « Radioastronomie » d’URSI-France Thibaut Le Bertre directeur de Recherches au CNRS. 56 ◗ REE N°1/2012 Pourquoi toutes ces fréquences ? L’observation en ondes millimétriques, qui permet d’étudier les raies de rotation des molécules, a ouvert une grande fenêtre sur l’Univers. Environ la moitié du milieu interstellaire est sous forme moléculaire, principalement H2, mais la molécule H2 n’est pas visible la plupart du temps aux températures froides (15 K) qui règnent dans ce milieu. Le traceur principal du gaz moléculaire est donc le monoxyde de carbone, CO. Cette molécule est visible dans les nuages moléculaires froids par ses premiers niveaux de rotation à 2,6 puis 1,3 mm de longueur d’onde, et ensuite par toute l’échelle des niveaux de rotation, 0,9 mm, 0,6 mm et au-delà, selon l’excitation du gaz. Cette molécule n’est pas la seule, et pour connaître la physique des nuages moléculaires, on a besoin de traceurs de densité, à fort moment dipolaire, comme HCO+, HCN, CS…, qui ont des raies autour de 5 mm et en-dessous. Enfin, pour connaître la chimie du milieu interstellaire, un grand nombre de molécules sont utiles, et nous connaissons aujourd’hui près de 200 molécules, auxquelles il faut ajouter tous les isotopologues qui nous renseignent sur la densité et la masse totale, vu que de nombreuses raies des espèces principales sont saturées. Dans plusieurs nuages de la Voie lactée, comme Orion ou le Centre Galactique, des balayages entiers de domaines de fréquences ont pu être effectués, et toute la bande est occupée par des raies, il y a même « confusion ». C’est- à-dire que lorsque l’on recherche des molécules rares, comme la glycine, le plus simple des acides aminés, ses raies faibles sont perdues dans une confusion d’autres raies. Des balayages ont de même été effectués vers les galaxies extérieures comme NGC 253 ou Arp 220, et les spectres sont aussi saturés en raies moléculaires. Toutes les fréquences sont donc utiles, mais il y a plus important encore. En effet, du fait des échelles de niveaux de rotation des molécules, ces raies sont un outil très précieux qui permet d’observer l’Univers à toutes ses époques, contrairement à la raie de l’hydrogène atomique, à 21 cm, qui est isolée. Dès que l’on veut observer une galaxie lointaine en gaz atomique, on se sert de la raie à 21 cm décalée vers le rouge, à cause de l’expansion de l’Univers. Mais la raie s’affaiblit avec la distance, et les ins- truments actuels ne peuvent pas aller au-delà d’un décalage z = δλ/δ ~ 0.2 environ. D’où l’utilisation d’une bande de fréquences limitée autour de 1 420 MHz (ou 21 cm). Il faudra attendre les instruments de nouvelle génération comme le Square Kilometre Array (SKA), pour pouvoir remonter dans le temps, et observer couramment les galaxies à z ~ 2. Par contre dans le millimétrique, le flux des raies de rotation croît au début comme le carré de la fréquence et compense en partie l’affaiblissement de l’émission dû à la distance. Il est ainsi possible de remonter dans le temps jusqu’aux premières galaxies primordiales, moins d’un milliard d’années après le Big-Bang. On peut remonter jusqu’à un décalage de z ~ 7, et tout le domaine de fréquences est utilisé. Il correspond à la profondeur dans l’espace et le temps et nous avons donc besoin de toutes les fréquences pour explorer l’Univers, et l’histoire de la formation d’étoiles. Françoise Combes, membre de l’Institut, est astronome à l’Observatoire de Paris. Elle est auteur de nombreux articles scientifiques et ouvrages de vulgarisation sur les galaxies et la cosmologie. LES GRANDS DOSSIERs Introduction ment opaque, c'est le domaine des rayons X, gamma et ultra violets uniquement observables depuis l’espace. La radioastronomie en France Après la guerre, la France comptait deux équipes de ra- dioastronomie, l'une à l'Institut d'astrophysique de Paris ani- mée par M. Laffineur, et l’autre au Laboratoire de physique de l'Ecole Normale Supérieure de Paris dirigé par le Professeur Y. Rocard. Ce dernier avait été chef du Service de recherche des forces navales françaises libres. A ce titre, il eut connais- sance de la découverte par les opérateurs radar anglais de l'émission radio du Soleil (émission utilisée par les aviateurs alliés lors de leurs raids aériens et tenue secrète). Il eut l'oppor- tunité de récupérer deux radars allemands de type Würzburg comportant des réflecteurs de 7,5 m de diamètre. Il les mit à la disposition de J.-F. Denisse et J.-L. Steinberg sur le terrain du Centre de recherche de la Marine à Marcoussis. L'ensemble fut rapidement développé avec des antennes achetées aux surplus américains et d'autres construites sur place. En 1951, rejoints par E.-J. Blum, A. Boischot et E. Le Roux, ils purent observer une éclipse de Soleil en ondes métriques et centi- métriques. Il existe aujourd'hui en France deux grands observatoires de radioastronomie qui exploitent des technologies complé- mentaires : le plus ancien est situé à Nançay dans le Cher et observe aux fréquences inférieures à 3,4 GHz, l'autre, situé sur le plateau de Bure dans les Alpes, observe aux fréquen- ces élevées jusqu'à 350 GHz. La Station de radioastronomie de Nançay En 1952, les instruments disponibles restaient très limités et le besoin d'un observatoire spécialisé s'imposait, avec la construction d'instruments dotés d'une meilleure sensibilité et d'un meilleur pouvoir séparateur. Le site devait pouvoir abriter des instruments d’observation du Soleil, et d'autres d'observation de la Galaxie. Une somme considérable pour l'époque fut allouée par le Ministère de l'éducation nationale à l'Ecole Normale Supérieure (25 millions de Francs). Un ter- rain fut acheté à Nançay (Cher) à proximité de Paris, mais éloigné des zones industrielles. Les premières observations purent avoir lieu dès 1955. Au début des années 1960, fut décidée la construction du grand radiotélescope décimétrique. Il est constitué de deux miroirs. Le premier, plan et mobile, de 200 m x 40 m, le second, sphérique et fixe, situé à 560 m du premier et de 300 m x 35 m. Le faisceau converge vers un chariot que l'on peut déplacer sur des rails pour compenser la rotation terrestre. Aujourd'hui, le site de Nançay contribue aux grands pro- jets internationaux et accueille plusieurs instruments de REE N°1/2012 ◗ 57 LES GRANDS DOSSIERsIntroduction haute technologie. Le grand radiotélescope décimétrique, récemment rénové, dont la sensibilité est de l'ordre de un milliard de milliards de fois celle d'un téléviseur classique, est principalement utilisé pour l'étude des pulsars, des galaxies lointaines, des enveloppes d'étoiles et des comètes. Le ra- diohéliographe (un réseau de 48 antennes disposées en T) produit des images du Soleil à des longueurs d'onde compri- ses entre 0,7 et 2 m par une méthode d'interférométrie qui lui confère le même pouvoir de résolution qu'une antenne de 800 m de diamètre. Le réseau décamétrique comporte 144 antennes hélicoï- dales/coniques réparties sur une surface de 10 000 mètres carrés ; il mesure les émissions des électrons énergétiques dans l'environnement de Jupiter et de la couronne solaire. La base française du projet international LOFAR (Low Frequency ARray) travaille dans une bande de fréquences comprise entre 30 et 240 MHz et comprendra un réseau phasé de 1 600 antennes et 96 récepteurs associés. Une cinquantaine de réseaux phasés sont répartis en Europe et reliés par des fibres optiques et constituent les éléments de LOFAR qui est décrit plus en détail ci-dessous. Enfin, la station automatique CODALEMA (Cosmic Detection Array with Logarithmic Electro Magnetic Antennas) qui comporte 60 antennes permettra de détecter l'émission radio des gerbes de particules produites dans l'atmosphère par les rayons cosmiques de haute éner- gie (>106 GeV). L’interféromètre du plateau de Bure En 1979, un accord entre la France (représentée par le CNRS), l'Allemagne (par la MPG, la Société Max Planck pour le développement des sciences), et l'Espagne (par l'IGN, l'Institut géographique national espagnol) permettait la créa- tion de l'IRAM (Institut de radioastronomie millimétrique). Cet institut met à la disposition des observateurs deux ins- tallations : l'une est un radiotélescope de 30 m de diamètre situé à Pico Veleta (2 850 m), près de Grenade en Espagne, l'autre, que nous allons décrire, est un interféromètre de six antennes de 15 m de diamètre situé sur le plateau de Bure (2  550 m) dans les Alpes Françaises. L'absorption atmos- phérique aux longueurs d'ondes millimétriques a contraint le choix de ces sites en altitude. Chaque antenne de l'interféromètre est équipée d'un ré- cepteur représentant l'état de l'art en matière de sensibilité. Deux voies s'étendant, l’une en direction nord – sud, l’autre en direction est – ouest, permettent le déplacement des anten- nes jusqu'à un maximum de séparation de 760 m. Le pou- voir de résolution angulaire est alors celui d'une antenne de 750 m de diamètre, ce qui, à ces longueurs d'onde permet de distinguer deux pièces de cinq centimes situées côte à côte à une distance de 5 000 m. L'interféromètre du plateau de Bure est aujourd'hui l'installation de radioastronomie la plus performante au monde dans le domaine millimétrique. Les deux installations de l'IRAM combinées avec d'autres radiotélescopes,principalementeuropéens,permettentlaréa- lisation d'un interféromètre géant, à l'échelle planétaire, l'EVN (European VLBI-Very Long Baseline Interferometry- Network). La résolution angulaire de l'EVN permettrait de voir une balle de golf sur la Lune. Le VLBI est particulièrement adapté pour étudier les émissions lumineuses fortes autour des trous noirs ou les matières éjectées par les étoiles en fin de vie. En 2011, l'IRAM s'est lancé dans le doublement du nombre des antennes et le doublement de longueur de la base Est- Ouest à l'horizon 2024 (projet NOEMA : The Northern Exten- ded Millimeter Array). Il est prévu l'achèvement des quatre premières antennes supplémentaires en 2016, avec leurs récepteurs. Combiné aux progrès de la technologie, NOEMA Figure 2 : Le grand miroir sphérique de la Station de radioastronomie de Nançay. Crédit photo : Station de radioastronomie de Nançay, Observatoire de Paris/CNRS/université d’Orléans. Figure 3 : Une partie de l'interféromètre solaire de la station de radioastronomie de Nançay, branche Nord-Sud. Crédit photo : Station de radioastronomie de Nançay, Observatoire de Paris/CNRS/université d’Orléans. 58 ◗ REE N°1/2012 LES GRANDS DOSSIERs Introduction permettra des avancées totalement nouvelles pour la ra- dioastronomie de demain. La figure 4 montre l'interféromètre du plateau de Bure dans sa configuration avec ses six antennes de 15 m. Le grand bâtiment au fond est le hall de montage des antennes. On distingue sur le côté la porte qui permet de mettre ces antennes à l'abri en cas forte intempérie, ou simplement de les ranger pour maintenance. Le petit bâtiment est la base de vie avec les laboratoires. Les radiotélescopes du futur La radioastronomie vit actuellement une période riche en découvertes fondamentales. Elles reposent sur le déve- loppement de projets internationaux permettant la mise en application de techniques innovantes qui représentent l'état de l'art dans de nombreuses disciplines liées au domaine radioélectrique (antennes, récepteurs, cryogénie, traitement des données, transmission de données, informatique, etc.). On remarquera particulièrement les missions de l'Agence Spatiale Européenne (Rosetta, Herschel, Planck) qui consti- tuent des réussites techniques remarquables. Elles apportent une moisson de résultats dans tous les domaines de l'astro- physique depuis la planétologie jusqu'à la cosmologie. Les radiotélescopes de la nouvelle génération requièrent des récepteurs à très haute sensibilité, des antennes phasées, des transports de données à très haute capacité et des moyens de calcul sans précédent qui sont actuellement en cours de déve- loppement. Les instruments terrestres récemment construits ou en cours de construction (LOFAR, MeerKAT, ASKAP, ALMA, SKA, etc.) vont permettre la mise au point de ces technologies innovantes indispensables à leur réalisation. - Le futur radiotélescope SKA (Square Kilometre Array) Le futur radiotélescope SKA (http://www.skatelescope.org) comportera des milliers d'antennes réparties sur une très grande région, à l'échelle d'un continent, d'une surface collectrice to- tale d'environ un kilomètre carré, ce qui nécessite des déve- loppements technologiques dans des domaines aussi divers que les antennes, les récepteurs à faible bruit, les réseaux informatiques, les logiciels informatiques. Il est prévu 3 000 antennes paraboliques de 15 m de diamètre. Ces paraboles seront complétées par des réseaux d'antennes intelligents dont le coût est réduit, et qui seront capables d'observer plu- sieurs objets célestes à la fois (en utilisant la technique du “beam forming”). Les groupes d'antennes seront répartis de façon dense au centre de l'installation, puis de plus en plus espacés logarithmiquement le long de cinq bras en spirale au fur et à mesure que l'on s'éloigne du centre. L'ensemble per- mettra de couvrir une très large bande de fréquence allant de 70 MHz à 10 GHz avec un pouvoir de résolution meilleur que 0,1 seconde d'arc. La liaison informatique entre les antennes et le centre de contrôle sera l'une des plus performantes au monde. Le transfert est prévu à 160 Gbit/seconde. Ce radiotélescope géant permettra d'explorer des domai- nes scientifiques encore mal étudiés comme l'évolution des galaxies, la matière noire, les champs gravitationnels intenses, en explorant les pulsars et les trous noirs, la recherche sur les planètes extra-solaires et les possibilités de vie, la recherche sur les premières étoiles et les premiers trous noirs. Deux sites sont actuellement retenus pour abriter le cen- tre de ce radiotélescope (la plus grande densité d'antennes), l'Afrique du Sud et l'Australie. Le choix définitif est imminent. - Le radiotélescope LOFAR (Low Frequency ARay) L’ensemble LOFAR (www.lofar.org) est formé d’une cin- quantaine de stations dont 40 aux Pays-Bas et huit pour l’instant dans les pays voisins, dont une en France à Nançay. Chaque station est équivalente à plusieurs antennes fonc- tionnant en mode interférométrique et reliées à un corréla- teur central. On distingue deux types d'antennes : les unes de type « aérien » entre 30 et 80 MHz, les autres dites « tui- les » couvrant la bande 120-240 MHz. Le pointage se fait en agissant sur le déphasage entre les antennes ; cette méthode permet un dépointage rapide du faisceau, ainsi que la créa- tion simultanée de huit faisceaux indépendants. La fixité des antennes en diminue largement le coût et augmente la fiabi- lité en supprimant toute la mécanique de poursuite. Les 96 antennes élémentaires basses fréquences (30-80 MHz) sont disposées de façon aléatoire dans le but d'éliminer l'influence des lobes secondaires qui pourraient créer des artefacts dans l'image reconstituée. Chacune des 96 tuiles hautes fréquen- ces (120-240 MHz) est constituée d'un réseau phasé de 16 antennes élémentaires. Le radiotélescope géant constitué par cet ensemble de stations pourra étudier l'univers à des époques très reculées proches de l'époque dite de la «  réionisation  », c'est-à-dire l'époque de la formation des toutes premières étoiles qui par leur rayonnement ultra-violet ont commencé à ioniser le mi- Figure 4 : Vue aérienne de l'interféromètre du plateau de Bure. Credit photo : Rebus. REE N°1/2012 ◗ 59 LES GRANDS DOSSIERsIntroduction lieu environnant. Le très fort décalage prévu vers les basses fréquences, caractéristique de cette époque, ainsi qu'il est expliqué dans l'encadré de Françoise Combes, conduira à ob- server la raie de l'hydrogène aux environs de 150 MHz, au lieu de 1,4 GHz pour l'espèce au repos. Cet instrument per- mettra d’aborder des sujets aussi divers que la formation des premières étoiles et des premiers trous noirs de l’Univers, les galaxies, les amas et grandes structures, le champ magnétique galactique, la cartographie profonde du ciel radio, la détection des rayons cosmiques et des milliers de sources transitoires ou sporadiques (pulsars, explosions d’étoiles, trous noirs, planè- tes... et peut-être exoplanètes), ou l’étude du Soleil. La figure 5 montre l'installation à Nancay de l'une des stations de LOFAR. A droite, chacune des 96 « tuiles » de 5 m x 5 m est un bloc de 16 antennes élémentaires en inox. A gauche, on peut voir 96 carrés de 3 m x 3 m. Ce sont des antennes formées d’un mât de 1,5 m de haut qui supporte des conducteurs pour réceptionner les ondes. La cabane du milieu accueille tous les systèmes électroniques de réception et de traitement des signaux d’antennes. L’information est envoyée vers les Pays-Bas par une fibre optique très haut débit (3 Gbit/s). - L’interféromètre ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) Initié principalement par une coopération entre l'Europe (ESO, European Southern Observatory), les Etats-Unis (NRAO, National Radio Astronomical Observatory) et le Japon (NAOJ, National Astronomical Observatory of Japan), l'interféromètre ALMA (www.eso.org/sci/facilities/alma.html), installé sur le plateau d'Atacama (Chili) à 5 000 m d'altitude, sera l'interfé- romètre le plus puissant dans son domaine de fréquence (de 30 à 900 GHz). Lorsqu'il sera entièrement achevé (2013), il comportera 66 antennes paraboliques, dont 54 de 12 m de diamètre et un complément de 12 antennes de 7 m de diamètre, sur des lignes de base allant jusqu'à 16 km. Le signal sera traité par des récepteurs cryogéniques, numérisé, acheminé vers le centre de contrôle par des fibres optiques, puis analysé par des corrélateurs et des ordinateurs. En octobre 2011, la première image a été saisie en utilisant seulement 12 antennes opérationnelles sur les 66 prévues. Une fois complètement en service cette installation permet- tra l'étude de sujets aussi divers que l'univers froid, les ga- laxies très lointaines, les nuages interstellaires et la formation des étoiles, la formation des exoplanètes, avec des moyens encore jamais utilisés. La figure 6 montre l'interféromètre ALMA dans la configu- ration qui lui a permis d'obtenir la première image. Les Journées scientifiques 2011 d’Ursi-France Les Journées scientifiques 2011 d'Ursi-France se sont te- nues au Conservatoire National des Arts et Métiers les 29 et 30 mars 2011. Elles ont été l'occasion d'évoquer toutes ces questions. Elles ont permis de constater que les laboratoires de recherche français jouaient un rôle de tout premier plan dans la compétition internationale et qu’une collaboration fructueuse avec les industriels s’était construite sur la base de leur expertise. Elles ont été ouvertes par une intervention du Professeur Pierre Encrenaz, de l'Académie des sciences. Le Docteur Eric Gérard a reçu la médaille du CNFRS des mains du Docteur Françoise Combes de l'Académie de sciences, pour l’ensemble de son œuvre. L'ensemble des contributions présentées à ces journées est accessible sur le site d'Ursi-France : http://ursi-france.institut-telecom.fr/pages/pages_ evenements/journees_scient/docs_journees_2011/data/ index.html Les avancées en cours ne sont possibles que grâce à de nouvelles technologies. Nous avons sélectionné quelques exemples, particulièrement emblématiques, et les auteurs ont bien voulu les adapter pour les lecteurs de la REE. Jeanne Treuttel, à l'Observatoire de Paris, développe un radiomètre multi-canaux pour les études atmosphériques dans le domaine des longueurs d'onde millimétriques et sub-millimétriques. Ce domaine de longueur d'onde est par- ticulièrement adapté à la détection et la caractérisation des cristaux de glace dans la haute atmosphère, dont la présence Figure 6 : L'interféromètre millimétrique ALMA. Crédit : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/W. Garnier (ALMA). Figure 5 : Station LOFAR installée sur le site de radioastronomie de Nançay. Crédit photo : Station de radioastronomie de Nançay, Observatoire de Paris/CNRS/Université d’Orléans/Ivan Thomas. 60 ◗ REE N°1/2012 LES GRANDS DOSSIERs Introduction joue un rôle important dans le budget thermique de l'atmos- phère terrestre. Yan Delorme développe également à l'Observatoire de Paris des mélangeurs à base de bolomètres à électrons chauds (HEB) pour les récepteurs hétérodynes à haute sen- sibilité fonctionnant dans le domaine des fréquences au-delà du THz (c'est-à- dire, en longueur d'onde, en dessous de 300 µm). C'est avec ces récepteurs que l'on espère détecter la raie de l'hydrogène deutéré (HD) à 112 µm, d'importance cosmologique fondamentale. Rodolphe Weber développe à l’uni- versité d'Orléans et à la Station de ra- dioastronomie de Nançay des techniques de traitement du signal pour atténuer les effets délétères des émissions parasi- tes (RFI) qui sont présentes dans toutes les bandes radio, même protégées. Les auteurs illustrent leurs méthodes avec une application à la détection des pulses radio émis par les étoiles à neutrons en rotation rapide (pulsars). Ces objets sont des restes d'étoiles massives dont les cœurs se sont effondrés lors d'explosions de type supernova. Les pulsars sont extrêmement intéres- sants, car ils nous permettent de tester les lois de la Physique dans des conditions extrêmes. Enfin, Benjamin Quertier, de l’Obser- vatoire de Bordeaux, et Sylvain Mahieu, de l'Institut de Radioastronomie Millimé- trique (IRAM) à Grenoble, décrivent deux des contributions majeures apportées par des laboratoires situés en France à la construction du grand interféromètre millimétrique ALMA, dont l'importance pour l'astrophysique du 21e siècle a été évoquée plus haut. Pour les termes techniques de l'astro- nomie, on pourra consulter un diction- naire en ligne régulièrement mis à jour : http://www.obspm.fr/dico Enfin, beaucoup de sigles et abrévia- tions ont été regroupés dans un glos- saire. ■ André Deschamps est ingénieur de Recherche Hors Classe attaché à l'Obser- vatoire de Paris. Il est Président de la com- mission « Radioastronomie » d'URSI-France et membre du CRAF (commitee on Radio Astronomy Frequency). Après une carrière dans la radioastronomie spatiale, il est actuellement représentant de la radioas- tronomie dans les instances de gestion des bandes de fréquences radio (Agence Natio- nale des Fréquences ANFR, et International Union of Telecommunication : IUT). Thibaut Le Bertre est directeur de Recherches au CNRS. Il travaille à l'Obser- vatoire de Paris. Il étudie plus particuliè- rement les étoiles en phase de perte de masse en utilisant les techniques de la radioastronomie. ALMA: Atacama Large Millimeter/submillimeter Array APERTIF: Aperture Tile In Focus ASKAP: Australian SKA Pathfinder ASTRON: Dutch Stichting ASTRonomisch Onderzoek in Nederland. Institut de R&D en astronomie des Pays-Bas CAN : Convertisseur Analogique Numérique CNES : Centre National d’Etudes Spatiales CNFRS : Voir Ursi-France DDR3: Double Data Rate 3rd generation - standard de mémoire vive électronique ESA: European Space Agency ESO: European Southern Observatory EVN: European VLBI Network FFT: Fast Fourier Transform FI: Fréquence intermédiaire FPGA: Field-Programmable Gate Array - Circuit programmable numérique FP7: Seventh Framework Programme - 7e programme cadre pour la recherche et le développement technologique de l’Union européenne FTS: Fourier Transform Spectrometer Gbit/s : Gigabit par seconde - unité de mesure des flux de données binaires dans les transmissions numériques correspondant à 109 bit/s GbitE : Gigabit Ethernet - unité de mesure des flux de données binaires dans les transmissions par Ethernet Go : Giga octet - unité de mesure d’une capacité de stockage numérique HEB: Hot Electron Bolometer IGN: Instituto Geográfico Nacional, Institut Géographique National espagnol INAF: Instituto Nazionale di Astrofisica - Institut de R&D en astronomie en Italie IRAM : Institut de RadioAstronomie Millimétrique JIVE: Joint Institute for VLBI in European astronomy - Institut européen de R&D en VLBI basé aux Pays-Bas LOFAR: Low Frequency ARray - radiotélescope multi-antennes développé par ASTRON et implanté en Europe LVDS: Low-voltage differential signaling - protocole de transmission parallèle rapide pour circuits numériques MeerKAT: South African SKA Pathfinder MEMS: Micro Electro-Mechanical Systems. Systèmes microélectromécaniques MMIC: Monolithic Microwave Integrated Circuit MPG: Max-Planck-Gesellschaft, Société Max Planck pour le développement des sciences NAOJ: National Astronomical Observatory of Japan NRAO: National Radio Astronomy Observatory (USA) OL : Oscillateur Local Radionet: RADIO astronomy NETwork, Advanced Radio Astronomy in Europe. Projet européen de mise en réseau des activités et compétences des sites de radioastronomie Glossaire REE N°1/2012 ◗ 61 LES GRANDS DOSSIERsIntroduction RF : Radio Fréquence RFI: Radio Frequency Interference - interférence radioélectrique SKA: Square Kilometre Array - projet international d’un très grand radiotélescope SMMIC: SubMillimeter wave Monolithic Integrated Circuit THz : Tera (1012 ) Hz TMAC: Tera Multiplication-Accumulation - unité de mesure des performances d’un calculateur numérique, exprimée en nombre d’opérations par seconde URSI : Union Radio-Scientifique Internationale Ursi-France : Comité national français de l’URSI (CNFRS) Uniboard: UNIversal BOARD for radio astronomy - Carte numérique de calcul réalisée dans le cadre du projet européen RADIONET (contrat n° 227290) VLBI: Very Long Baseline Interferometry (typiquement 3 000 km). Radiomètre à haute sensibilité pour le sondage atmosphérique aux longueurs d’onde submillimétriques Par Jeanne Treuttel, Alain Maestrini et al............................................................................................................................. p. 62 Développement des mélangeurs à supraconducteur pour la radioastronomie dans le domaine Terahertz Par Yan Delorme ............................................................................................................................................................................ p. 66 Exemples de traitement en temps réel des interférences radioélectriques pour la radioastronomie Par Rodolphe Weber et al. ........................................................................................................................................................... p. 71 Le corrélateur du radiotélescope ALMA Par Benjamin Quertier et al........................................................................................................................................................ p. 76 Récepteurs pour la bande 275-373 GHz d’ALMA Par Sylvain Mahieu, Doris Maier ................................................................................................................................................ p. 81 les articles