Depuis le 1er décembre 2020, le corrélateur de NenuFAR est pleinement opérationnel rendant possible le déploiement du mode imagerie de NenuFAR. Ce corrélateur, surnommé NICKEL (NenuFAR Imaging Compute Kluster Elaborated from LOFAR’s), est, comme son nom l’indique, un clône du nouveau corrélateur COBALT-2 (Broekema, 2018) de l’instrument européen LOFAR qui a été mis à l’échelle et adapté aux particularités du champ d’antennes de NenuFAR. Les développements de ce corrélateur a u bénéficier de l’aide (précieuse) de l’institut ASTRON afin de définir, installer et débugger NICKEL. Celui-ci va traiter les signaux provenant de 102 Mini-réseaux (96 MR de cœur + 6 MA distant synchronisés avec le protocole WhiteRabbit, Serrano et al. 2009), les décomposer en 384 sous-bandes (de largeur 195 kHz, soit 75 MHz de bande totale, pour tous les coefficients de Stokes) et les enregistrer sur disque au format Measurements Sets, standard pour l’imagerie. À l’heure actuelle, 56 MR + 1 MR distant sont opérationnels mais ces nombres devraient croître à 80 MR + 4 MR distants dans les prochaines semaines, au fur et à mesure que de nouveaux MR sont intégrés au réseau.
Pour faire face au très gros flux de données brutes sortant de NICKEL (jusqu’à quelques To / h), des machines de pré-traitement (surnommées COPPER – Computer Oriented Toward Pre-Processing Extreme Repositories) ont été installées sur un noeud de calcul similaire à un noeud de NICKEL et sont équipés des tout derniers logiciels d’étalonnage et d’imagerie.
À la fin de l’année dernière, quelques observations de la région de Virgo A (M87) ont été menées dans le cadre de la première lumière de l’imageur de NenuFAR. Les images montrées ci-dessous résultent d’une observation de 10h de Virgo A dans une partie basse fréquence (29,5-32 MHz) et haute fréquence (63,5-66,5 MHz) de la bande accessible à NenuFAR, en utilisant seulement 56 MR du cœur. Sur ces images, les ellipses orange représent la simulation (effectuée avec le code nenupy, Loh, 2020) du lobe primaire de l’instrument, c’est-à-dire la largeur du lobe à mi-puissance des MR individuels phasés en analogique (limitant le champ de vue de l’instrument) en prenant en compte dans la simulation, les effets de projection dans la direction de la source (croix). Ce lobe est large d’environ 22° aux BF et d’environ 10° aux HF.
Image haute fréquence (63,5-66 MHz) 
Image basse fréquence (29,5-32 MHz)
Aux basses fréquences, nous pouvons clairement repérer l’émission diffuse associée à l’extrémité de la région Boucle I (Loop I). Virgo A est pour le moment non résolu et vu comme une source ponctuelle très puissante qui est artificiellement élargie à cause du choix de représentation de la barre de couleurs. Aux hautes fréquences, les principales sources 3C de la région sont détectées, incluant M84, très proche de Virgo A à cette échelle. Le facteur limitant est la résolution angulaire du cœur de 400m de diamètre de l’instrument. Cette résolution s’améliorera de manière significatif avec l’inclusion de nouveaux MR distants, jusqu’à 3 km du cœur.
Chaque image a été produite avec WSClean (Offringa, 2014) à partir des visibilités de 16 sous-bandes produites par NICKEL, pré-traité sur COPPER avec DPPP (van Diiepen et al., 2018) et réduites au centre de données de l’Observatoire de Nançay.
Vous trouverez ci-après d’autres images animées de l’observation.
Membres clefs de l’équipe: C. Viou, E. Tremou, A. Loh, J. Girard
Nous remerçions tout particulièrement pour leur aide précieuse: V. Pandey, C. Broekema, E. Thetas, F. Mertens, P. Zarka.
Voir plus
Animation faite à partir de 16 sous-bande pour chaque image BF et HF
Le soleil, vu dans les deux bandes dans une observation précédente (3/10/2020) comparée à l’observation du 10/12/2020.
