Réseau décamétrique

Description

Le réseau décamétrique de Nançay (RDN) ou Nançay Decameter Array (NDA) est un radiotélescope historique de la station de radioastronomie de Nançay, qui observe entre 3 et 30 mètres de longueur d’onde, soit des fréquences comprises entre 10 et 100 MHz. Il a été construit entre 1975 et 1977 sous l’impulsion de l’équipe d’André Boischot en soutien sol à la (double) mission spatiale Voyager. Il est composé de 144 antennes coniques de 9 mètres de hauteur et de 5 mètres de diamètre de base, inclinées de 20° par rapport au zénith et réparties sur une surface de 7000 mètres carrés.

Ce réseau phasé – les antennes sont fixes et le pointage est réalisé électroniquement – est dédié à l’observation de sources radio très intenses, principalement les émissions radio décamétriques produites par des électrons énergétiques dans la magnétosphère de Jupiter et de la couronne solaire.

Le réseau décamétrique de Nançay observe ainsi quasi-quotidiennement le Soleil et Jupiter (et ponctuellement d’autres sources comme Saturne, des pulsars ou des radiosources de référence) depuis sa mise en service en 1978. Cette base de données est la plus longue au monde pour ces objets dans la gamme décamétrique. Il permet de faire de la surveillance de leur activité au long cours, des observations très haute résolution temps-fréquence et assure un soutien sol à l’exploration de ces environnements par des sondes spatiales telles que les sondes actuelles Juno, Parker Solar Probe et Solar Orbiter.

Domaine de fréquences : 10 à 100 MHz

Contact : , L. Lamy , L. Denis, A. Legall

Caractéristiques techniques

Les antennes du réseau

Les antennes du Réseau Décamétrique sont de type « Tee-Pee » (en référence à la forme des fameuses tentes indiennes). Ces antennes, initialement développées à l’Observatoire de Clark Lake aux Etats-Unis, sont sensibles à la polarisation circulaire des ondes mesurées. Lors de la construction du Réseau, elles furent inclinées de 20° par rapport au zénith pour faciliter le pointage en direction de l’écliptique et l’observation des objets du système solaire.

Chaque antenne est constituée de 8 brins conducteurs bobinés hélicoïdalement, de manière log-périodique, sur un support conique. 72 antennes sont bobinées dans chaque sens, formant deux sous-réseaux mesurant les ondes polarisées circulairement gauche et droite. Ces antennes ont l’autre avantage de présenter un gain à peu près constant sur la gamme 10-100 MHz. La partie supérieure de l’atmosphère terrestre ionisée par le rayonnement ultraviolet solaire (nommée ionosphère) est opaque en-dessous d’une fréquence de coupure d’environ 10 MHz et réfléchit vers l’espace les rayonnements radio extra-terrestres, ce qui explique que le Réseau observe rarement en-dessous. Cette fréquence de coupure, directement reliée à la densité de charges électriques dans l’ionosphère, varie cependant avec le temps et l’heure locale.

Les sous-réseaux gauche et droit couvrent chacun une surface d’environ 3500 mètres carrés. En réalité, l’aire effective réelle d’un sous-réseau dépend des antennes et décroît avec la fréquence : elle est maximale à 10 MHz avec 5700 mètres carrés et atteint moins de 1000 mètres carrés à 80 MHz. A 20 MHz, l’aire effective d’un sous-réseau correspond à celle d’une antenne parabolique de 72 mètres de diamètre, similaire au télescope historique Lowell de l’Observatoire Radio de Jodrell (Grande-Bretagne).

Le diagramme de réception d’une antenne « Tee-Pee » individuelle voit une grande partie du ciel. Cependant, le phasage des antennes (par blocs de 8 antennes, puis entre blocs) permet d’obtenir un diagramme d’émission par sous-réseau plus fin, de largeur à mi-hauteur ~6 x 10°. Ce phasage est assuré de manière analogique avec des lignes à retard qui permettent également de suivre une source mobile dans le ciel.

Les récepteurs de mesure

Les observations réalisées avec le réseau d’antennes ont été acquises à l’aide de récepteurs radio de performance croissante, développés dans les observatoires de Meudon et Nançay.

Les observations analogiques obtenues avant 1990 étaient archivées sur des supports aujourd’hui obsolètes (films 35mm à défilement continu, bandes magnétiques, fac-similés papier, impressions sur papier SEFRAM). La réhabilitation des archives décamétriques de Nançay stockées sur films 35-mm est un projet majeur en cours de l’équipe scientifique actuelle.

Les observations acquises depuis 1990 sont entièrement numériques. Aujourd’hui, 4 récepteurs numériques performants et complémentaires fonctionnent de concert :

(1) Le récepteur historique « Routine » fonctionne en continu depuis 1990. C’est un analyseur de spectre à balayage de fréquence qui fournit des observations systématiques de Jupiter et du Soleil (observés 6-8 h / jour) sur les bandes 10-40 et 10-80 MHz, avec une résolution spectrale de 75 et 175 kHz, respectivement, et une résolution temporelle d’environ 1s. Le récepteur mesure l’intensité reçue par chaque sous-réseau gauche et droit.

Ces observations « basse résolution » permettent de suivre au long cours l’activité de Jupiter et du Soleil avec des données légères en taille (22 Mo / 8 h) et donnent le contexte d’observations particulières réalisées avec d’autres récepteurs de meilleure sensibilité et/ou de meilleure résolution temps-fréquence.

(2) Le récepteur « Nouvelle Routine » est entré en opération en 2012, avec la vocation de remplacer, à terme, le récepteur « Routine ». Ce spectromètre moderne fournit des observations instantanées de tout le spectre avec une résolution plus fine en fréquence de 49 kHz et une résolution temporelle de 0.5 s par défaut (configurable jusqu’à 1 ms). Le récepteur mesure l’intensité reçue par chaque sous-réseau gauche et droit ainsi que l’inter-corrélation entre les deux sous-réseaux. En mode standard, les données sont plus volumineuses (700 Mo et 1.8 Go / 8 h pour Jupiter et le Soleil).

(3) Le récepteur « MEFISTO » (MEdian FIlter Solar specTrOmeter) fonctionne depuis 2014. Il est dédié à l’étude du Soleil sur la bande décamétrique basse 10-35 MHz avec une résolution spectrale de 80 kHz et temporelle de 100 ms. Sa spécificité est d’inclure un algorithme de déparasitage des données au vol pour supprimer les signaux d’origine humaine. Cet avantage permet d’extraire plus facilement les signaux d’origine astrophysique et de comparer les données obtenues au sol à celles obtenues dans l’espace, ce qui en fait un excellent soutien aux missions spatiales telles que Wind, STEREO, Parker Solar Probe et Solar Orbiter. Comme le récepteur Routine, MEFISTO mesure l’intensité reçue par chaque sous-réseau gauche et droit. Un fichier d’observation solaire standard de 8h fait 2.1 Go.

(4) Le récepteur Juno-Nançay a été installé en 2016 en soutien à la mission spatiale Juno, en orbite autour de Jupiter depuis mi-2016. Sa vocation est d’acquérir les données à haute (83 ms x 12.2 kHz) ou très haute résolution (2.6 ms x 3.05 kHz). Comme le récepteur Nouvelle Routine, Juno-N mesure l’intensité reçue par chaque sous-réseau gauche et droit ainsi que leur inter-corrélation. Les données ainsi acquises atteignent un volume considérable, soit 22.6 Go ou 2.9 To respectivement pour 8h d’observations, qui nécessite une stratégie d’acquisition des données coordonnées avec celles de la sonde Juno. Juno-N est également capable d’acquérir la forme d’onde du signal électrique mesuré.

Tout comme la commande de pointage, l’acquisition des récepteurs est faite sur calculateurs au sein du réseau informatique interne à la station de Nançay. L’ensemble des calculateurs (pointage du télescope et acquisition des données radio-fréquence) est synchronisé grâce à une base de temps GPS.

Les mesures réalisées

Comme mentionné à la partie précédente, les signaux mesurés consistent en l’auto-corrélation mesurée sur chaque sous-réseau et, parfois, l’inter-corrélation mesurée entre les deux sous-réseaux. Dans le premier cas, on obtient l’intensité totale des ondes polarisées gauche et droite. Dans le second, on peut utiliser le Réseau Décamétrique comme un polarimètre et inverser les mesures pour retrouver les 4 paramètres de Stokes (c’est-à-dire l’état de polarisation complet) des ondes observées.

En raison de l’absence de résolution angulaire aux très grandes longueurs d’onde observées, il n’est pas possible de produire des images des observations acquises (contrairement à un interféromètre). Les données sont généralement tracées dans un spectre dynamique, c’est-à-dire un tableau temps fréquence avec l’intensité (ou énergie) reçue en (fausse) échelle de couleur. Ces images sont la représentation la plus riche de l’information reçue, mettant en évidence le spectre des émissions et ses variations temporelles. Elles peuvent subir des traitements informatiques comparables (mais non identiques) aux traitements d’images classiques afin de livrer toute leur information. Cette représentation, liée à l’observation à large bande, a deux autres avantages : (i) elle permet de repérer à posteriori les fréquences parasitées pour les éliminer et ne conserver pour l’analyse que les fréquences non polluées ; (ii) elle compense partiellement l’absence de résolution angulaire car différentes fréquences sont émises en différents endroits de la source (jovienne ou solaire, par exemple). Un spectre dynamique correspond ainsi à une série de coupes en “pelures d’oignon” de la radiosource.

Une particularité du Réseau Décamétrique est de collecter toutes les heures des séquences d’étalonnage qui permettent d’étalonner les données en flux absolu et forment une référence pour l’inter-étalonnage d’autres instruments.

Les données acquises par les récepteurs numériques sont contrôlées, visualisées, prétraitées et archivées sur un serveur informatique interne :
– Les données Routine sont mises à un format standard de l’Observatoire Virtuel (format CDF) et mises publiquement à la disposition de la communauté scientifique sitôt leur acquisition sur le site web du Réseau Décamétrique (également diffusées sur d’autres portails comme VESPA ou la base de données radio solaire). Les observations sont fournies avec des fichiers de pointage, des tracés de visualisation, des scripts informatiques pour les utiliser et une documentation exhaustive.
– Les données des autres récepteurs sont accessibles sur demande.
– L’équipe scientifique met également à disposition de la communauté, sur le même site web, une série de catalogues numérisées d’émissions radio joviennes ou solaires acquises au fil des ans avec le Réseau Décamétrique, dans le but de faciliter l’utilisation statistique des données.

L’entretien mécanique constant du Réseau Décamétrique, associé à la fiabilisation et l’amélioration de ses récepteurs permettent de le maintenir au maximum de ses performances. La seule dégradation significative provient de l’environnement en parasites radio dont le niveau s’accroit sensiblement avec le temps.

Programmes scientifiques

Les observations journalières de Jupiter et du Soleil en font les deux principaux sujets d’étude de l’équipe scientifique. Des programmes d’observation ponctuels d’autres sources ou en synergie avec d’autres instruments complètent le programme scientifique. Les données du Réseau ont été utilisées dans plus de 140 publications scientifiques à relecteurs.

Etude de la magnétosphère de Jupiter

Les observations décamétriques joviennes permettent de suivre l’activité radio aurorale de Jupiter, dont les ondes sont produites au-dessus des pôles magnétiques par des électrons énergétiques. Ces ondes nous renseignent de nombreuses façons sur l’activité de l’environnement magnétisé et ionisé de la planète que l’on nomme sa magnétosphère.

Les observations au long cours révèlent les variations temporelles (la dynamique) de la magnétosphère qui peuvent être induite par les changements saisonniers, le vent solaire ou l’interaction de la planète avec ses satellites, et notamment avec Io qui induit les émissions radio joviennes les plus intenses. L’étude statistique de presque trois décennies d’observations du Réseau Décamétrique a récemment permis de détecter des émissions radio analogues, mais plus faibles, induites par la lune Ganymède.

Les observations à très haute résolution révèlent, elles, les structures fines des émissions joviennes, notamment les sursauts milliseconde qui composent les émissions Io-Jupiter. Leur analyse permet de suivre le mouvement des radiosources le long des lignes de champ magnétique aurorales, de mesurer les sauts de potentiel électriques rencontrés par les électrons qui génèrenent ces émissions ou de tester la saturation du mécanisme microscopique de génération des émissions radio (dit « instabilité Maser-Cyclotron »).

Les observations stéréoscopiques menées en collaboration avec d’autres radiotélescopes sol (comme en Ukraine, aux Etats-Unis) ou avec des sondes spatiales (comme Voyager, Galileo, Cassini et maintenant Juno) en radio et à d’autres longueurs d’onde (UV, IR) sont riches d’enseignement sur le lien entre radiosources et aurores atmosphériques, sur la variabilité temporelle à l’échelle de quelques heures des émissions radio et sur leur diagramme d’émission. Le Réseau Décamétrique fait partie du groupement de radiotélescopes « Juno Ground Radio ».

Etude de la couronne solaire

Les observations décamétriques solaires permettent d’étudier une variété de sursauts radio produits dans la couronne solaire par des faisceaux d’électrons énergétiques se propageant sur les lignes de champ magnétique solaire ou énergiés dans des zones de chocs se propageant radialement dans l’héliosphère lors d’éruptions solaires. L’étude de ces émissions est un sujet majeur depuis plus d’un demi-siècle et a pour objectif de sonder les mécanismes d’accélération, tester les processus d’émission, établir un bilan énergétique, identifier l’origine des structures fines et étudier la propagation des ondes radio à travers le milieu interplanétaire.

Le suivi quotidien de l’activité radio solaire entre également dans le cadre de la discipline émergente de la météorologie de l’espace, qui vise à étudier les interactions Soleil/Terre prédire l’arrivée de perturbation dans le vent solaire à la Terre.

La partie basse fréquence des sursauts ra dio solaires est observée continument par des sondes spatiales comme Wind (depuis 1993) ou STEREO (depuis 2007). Plus récemment, ce sont les sondes Parker Solar Probe (>2018) et Solar Orbiter (>2020) qui ont été lancées pour s’approcher suffisamment près du Soleil pour étudier ces mécanismes in situ. Le Réseau Décamétrique fait partie des instruments de soutien sol à Solar Orbiter et participe aux campagnes d’observations Whole Heliosphere and Planetary Interactions.

Autres programmes d'observation

Le Réseau Décamétrique est ponctuellement utilisé pour observer d’autres radiosources intenses comme des pulsars et des galaxies d’intensité connue (à des fins d’étalonnage) et chercher des signaux basse fréquence comme les éclairs d’orage de Saturne ou les sursauts géants du Crabe.

La poursuite des observations systématiques du Réseau Décamétrique a vocation à se poursuivre pendant au moins une décennie afin de poursuivre l’acquisition d’une base de données continue et homogène servant de référence aux études multi-spectrales et sol-espace, ainsi qu’aux études statistiques.

Bibliographie

– A. Boischot, C. Rosolen, M.G. Aubier, G. Daigne, F. Leblanc, A. Lecacheux, J. de la Noë and B.M. Pedersebn A new High Gain, Broadband, Steerable Array to study Jovian Decametric Emission, Icarus, 43, 399-407, 1980.
– A. Lecacheux, The Nançay Decameter Array: A Useful Step Towards Giant, New Generation Radio Telescopes for Long Wavelength Radio Astronomy, in Radio Astronomy at Long Wavelengths, eds. R. G. Stone, K. W. Weiler, M. L. Goldstein, & J.-L. Bougeret, AGU Geophys. Monogr. Ser., 119, 321, 2000.
– P. Zarka, Trois décennies d’étude des émissions radio de Jupiter: Du Réseau Décamétrique de Nançay à LOFAR, Ecole CNRS de Goutelas, 30, 205–215, 2007.
– L. Lamy, P. Zarka, B. Cecconi, L. Klein, S. Masson, L. Denis, A. Coffre, C. Viou, 1977-2017 : 40 years of decametric observations of Jupiter and the Sun with the Nançay Decameter Array, Proceedings of the 8th International Workshop on Planetary, Solar and Heliospheric Radio Emissions held at Seggauberg near Graz, Austria, October 25–27, 2016, 43, 455-466, 2017, doi: 10.1553/PRE8s455.

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