[tel-00726959, v1] Caractériser le milieu interstellaire ... - HAL - INRIA

7.2 MODE INTERFÉROMÉTRIQUE 161tel-00726959, version 1 - 31 Aug 2012suffisemment large, au moins quelques minutes d’arc au carré. La figure 7.1 montre un exemplerécent spectaculaire, à savoir l’imagerie avec l’interféromètre du Plateau de Bure d’une surfacede 5 ′ × 3 ′ au centre de la célèbre galaxie spirale M51 à une résolution typique de 1 ′′ [C6]. Or, lesantennes de 12m de l’interféromètre d’ALMA donnent un champ de vue instantané relativementpetit : 27 ′′ à 230 GHz et 9 ′′ à 690 GHz. L’interférométrie grand-champ est donc un enjeu essentielpour ALMA.Historiquement, les interféromètres (sub)-millimétriques actuels (PdBI, CARMA, SMA) ontété construits pour démontrer la viabilité et la nécessité scientifique de l’interférométrie (sub)-millimétrique. L’importance de leurs résultats a conduit à la réalisation du projet ALMA. Encontre-partie, l’imagerie grand-champ n’a été un objectif important qu’une dizaine d’annéesaprès leur mise en service. A l’inverse, l’imagerie grand-champ a été un objectif prioritaired’ALMA dès sa phase de conception. Durant les années 2001 et 2002, j’ai étudié l’ajout auconcept initial (50 antennes de 12m) d’un réseau 12 antennes de 7m (dit ACA, Atacama CompactArray) pour améliorer des performances d’imagerie grand-champ de l’instrument [M20,M21, M22]. En effet, comme tout interféromètre multiplicatif, ALMA filtre les fréquences spatialesinférieures à environ 1.5 fois le diamètre des antennes (ici 18m) et l’utilisation des antennesen mode puissance totale (auto-corrélation) ne permet de récupérer que la fréquence spatiale à0m. L’objectif du réseau ACA est de combler le manque de mesures des fréquences spatiales auxalentours de 10m. Ces études réalisées en collaboration avec F. Gueth (IRAM) et S. Guilloteau(alors “Project Scientist” d’ALMA) ont été essentielles dans la décision de l’ajout d’ACA au projetde base pour un coût estimé entre 100 et 150 Meuros. Les outils que nous avons développésont été par la suite utilisés par nos collègues japonais pour affiner le design d’ACA [M14].Par ailleurs, l’imagerie grand-champ en interférométrie millimétrique est aujourd’hui obtenueavec une technique classique, dite “stop-and-go mosaicing”. Cette technique est comparableau “raster mapping” avec une antenne unique. Bien qu’elle permette de faire de l’imagerie grandchamp,cette technique limite à la fois l’efficacité 2 et le champ de vue observable. L’imageriegrand-champ est ainsi aujourd’hui au même point en mode interférométrique qu’elle l’était enmode télescope unique au début des années 1990. Nous sommes donc potentiellement à la veilled’une révolution dans ce domaine avec l’introduction du mode d’observation OTF en interférométrie.Hormis les problèmes techniques (synchronisation d’antennes en mouvement simultané,augmentation importante du débit de données, etc...), l’absence d’algorithmes d’imagerie et dedéconvolution dédiés est une des raisons principales pour lesquelles le mode d’observation OTFn’a, à notre connaissance, jamais été utilisé auparavant sur un interféromètre millimétrique. Dansle traitement d’observations classiques (“stop-and-go mosaicing”), les visibilités sont imagéesindépendamment champ par champ avant que les images produites ne soient combinées linéairement.La quantité de données produites par les observations OTF exclut une telle approche.Je propose avec N. Rodriguez-Fernandez un traitement dans lequel les visibilités observées surdiverses positions du ciel sont rééchantillonnées sur une grille régulière à la fois dans le plandu ciel et dans le plan uv 3 avant d’être imagées et déconvoluées [A7]. Cette inversion des opérationspermet de traiter le problème par une réduction de la quantité de données d’au moinsun ordre de grandeur. Plus fondamentalement, nous montrons qu’elle introduit aussi un changementconceptuel important dans la manière de penser l’imagerie grand-champ en interférométriemillimétrique.2 Car le signal n’est pas intégré lorsque les antennes passent d’une position à une autre.3 Le plan uv est l’espace où sont mesurées les visibilités interférométriques. Ce plan est lié au plan de Fourier.