Problématique de l'étalonnage et de l'analyse des données en infrarouge lointain

Le domaine spectral de l'infrarouge lointain diffère des autres domaines à plus courte longueur d'onde, en plus de comportements instrumentaux particuliers présentés en section 2.3.2, car le fond du ciel est brillant et les sources ne représentent que quelques pour-cents du fond. Cela implique que les techniques classiques d'étalonnage sur des sources ponctuelles sont insuffisantes car il faut aussi effectuer l'étalonnage des sources étendues. Le point de l'étalonnage est délicat car il existe peu de sources ponctuelles de référence à 170 $\mu$m.

Dans le domaine visible jusque dans l'infrarouge moyen, les cartes des relevés profonds contiennent des sources brillantes sur un fond essentiellement plat de faible brillance, voire totalement noir (au bruit près) dans le visible. Dans l'infrarouge lointain en revanche, typiquement de 70 à 250 $\mu$m le fond du ciel est brillant et fluctuant à cause de la présence, même en faible quantité, de cirrus galactiques qui créent des fluctuations à toutes les échelles [Gautier et al.(1992),Herbstmeier et al.(1998),Miville-Deschênes(1999)], mais aussi à cause des fluctuations du fond extragalactique infrarouge [Herbstmeier et al.(1998),Lagache & Puget(2000)]. Les sources ponctuelles ne représentent alors que quelques pour-cents de la brillance totale. Dans le relevé FIRBACK par exemple, une source brillante de l'ordre de 1 Jy ne représente au pic d'émission qu'environ 40% du fond de 3 MJy/sr, et une source (plus typique !) de 200 mJy représente moins de 10% du fond au pic.

L'étalonnage des instruments est classiquement effectué avec des sources ponctuelles. Les sources ponctuelles de référence sont peu nombreuses à 170 $\mu$m, puisque le rayonnement des étoiles et des planètes n'y est que modélisé, et que les astéroides présentent d'autres incertitudes (rotation, phase, ...). De plus, dans l'infrarouge lointain, il est nécessaire d'étalonner également l'émission étendue.

Toutes ces raisons nous poussent à être attentifs aux problèmes d'étalonnage:

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IRAS a été étalonné jusqu'à 100 $\mu$m essentiellement avec des étoiles et des planètes

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COBE a été étalonné de manière absolue jusqu'à 240 $\mu$m, et l'étalonnage de la structure étendue sur tout le ciel avec DIRBE est probablement le meilleur jamais obtenu, et ce pour longtemps encore dans la mesure où d'autres expériences de mesures absolues ne sont pas programmées

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Notre préoccupation est donc d'obtenir une photométrie correcte avec PHOT à 170 $\mu$m sur l'émission étendue, en vérifiant sa cohérence avec les données de COBE/DIRBE, et sur les sources ponctuelles en vérifiant sa cohérence avec les données d'IRAS.

Avant de tester la cohérence de notre étalonnage avec celui de DIRBE sur l'émission étendue, il faut connaître précisement le lobe de PHOT à 170 $\mu$m sur une grande extension angulaire.

Les paragraphes qui suivent traduisent ces préoccupations, puisqu'une partie de mon travail a consisté à caractériser le lobe et à vérifier la cohérence de notre étalonnage avec DIRBE pour l'émission étendue et IRAS pour les sources ponctuelles.