La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

Métrologie des supernovae de type Ia pour la cosmologie : instrumentation et analyse calorimétrique Claire JURAMY22 mai 2006.

Présentations similaires


Présentation au sujet: "Métrologie des supernovae de type Ia pour la cosmologie : instrumentation et analyse calorimétrique Claire JURAMY22 mai 2006."— Transcription de la présentation:

1 Métrologie des supernovae de type Ia pour la cosmologie : instrumentation et analyse calorimétrique Claire JURAMY22 mai 2006

2 Plan Mesures cosmologiques avec les supernovae de type Ia Instrumentation pour un télescope spatial à grand champ Thèmes de R&D détecteurs de SNAP Construction des bancs de test Développement dune électronique de lecture intégrée Système de calibration pour la photométrie Analyse calorimétrique des données existantes Modèle calorimétrique des supernovae de type Ia Simulation du dépôt dénergie radioactive Comparaison avec lénergie lumineuse observée Analyse des spectres dans les phases tardives

3 Description de lUnivers Univers homogène, isotrope Relativité Générale Expansion de lUnivers (équation de Friedman) : H : taux dexpansion (constante de Hubble H 0 au temps présent) R : facteur déchelle : constante cosmologique k : courbure : -1 (ouvert), = 0 (plat), +1 (fermé) X : densités réduites au temps présent

4 Constante cosmologique ou « énergie noire » ? Accélération de lexpansion Deuxième équation de Friedman : Effet de « pression négative » Équation détat : w X = p X / X < - 1/3 Constante cosmologique : w = -1, w(z) = 0 Énergie noire : prédictions sur w et w(z) en fonction du modèle

5 Observables pour mesures cosmologiques Décalage vers le rouge (redshift) cosmologique : Histoire de lexpansion : Distance de luminosité : Retracer H(z)

6 Observation des SNe Ia dans SNLS Détection Spectre : identification et mesure du redshift (z) Suivi multiplexé (MegaCam) Type Ia, z = 0.93, VLT

7 Résultats de cosmologie avec les SN Ia SNLS Flux et redshift mesurés Réduction de la dispersion des luminosités intrinsèques (P em ) : relations avec paramètres empiriques « stretch » et « couleur » Calcul de la distance de luminosité Diagramme de Hubble : 5 log(d L /1 Mpc) + 25 Supernovae proches : mesure de distance relative SuperNova Factory

8 Fond diffus cosmologique (CMB) Cisaillement gravitationnel (weak lensing) Comptage damas Pic acoustique des baryons Autres expériences et résultats combinés Géométrie, matière, matière noire, énergie noire, w

9 Plan Mesures cosmologiques avec les supernovae de type Ia Instrumentation pour un télescope spatial à grand champ Thèmes de R&D détecteurs de SNAP Construction des bancs de test Développement dune électronique de lecture intégrée Système de calibration pour la photométrie Analyse calorimétrique des données existantes Modèle calorimétrique des supernovae de type Ia Simulation du dépôt dénergie radioactive Comparaison avec lénergie lumineuse observée Analyse des spectres dans les phases tardives

10 SNAP (SuperNova Acceleration Probe) Directions expérimentales après les premiers résultats (1998) : augmenter la statistique, atteindre des décalages vers le rouge supérieurs, diminuer les erreurs systématiques Grand plan focal Détecteurs visibles et infra-rouge Campagne systématique Spectrographe Projet SNAP : ~ 700 Mpixel, champ 0,7 degrés carrés, CCD, infra-rouge 1,7 m (z < 1,7)

11 Thèmes de R&D SNAP Détecteurs : CCD du LBNL Infra-rouge à 140 K (WFC3 pour HST) Électronique de plan focal : contraintes mécaniques et thermiques, consommation, irradiation Électronique intégrée : compacité, faible consommation électrique, adaptation à la température du plan focal, tenue aux radiations Autres options : Plan dobservation : tout au sol (projets de très grands télescopes), mixte sol/spatial (appel doffre JDEM de la NASA, DUNE) Plan focal : IR seul, 2 plans, électronique « chaude »

12 Détecteurs : CCD du LBNL CCD épais haute résistivité du LBNL : « back-illuminated », sensibilité de lUV au proche infra-rouge, pas de « fringing » Forte tension de biais, polarité inversée

13 Active Pixel Sensor infra-rouge Substrat photosensible HgCdTe ou InGaAs Matrice de lecture : « BareMux » H2RG (Rockwell) : pixels de référence, fenêtres Bruit « extra noise » : supprimé par nouveau procédé Mesuré Attendu Objectif

14 Banc de test CCD Refroidissement à lazote liquide Suivi de la température et de la pression Plan focal : photodiodes calibrées Lecture CCD : contrôleur SDSU, intégration système LPNHE Éléments optiques

15 Conception du banc infra-rouge Deux systèmes de refroidissement Flexibilité du montage Insensibilité aux bruits électromagnétiques

16 Performances du banc infra-rouge Écran froid ~ 100 K Cryogénérateur : plan focal (plaque molybdène) ~ 70 K Performances excellentes, compétences nouvelles au LPNHE 95 K 145 K ASIC Écran Entrée azote

17 Lecture des CCD Capacité de lecture ~ 40 fF, 4 µV/e- Remise à la référence (reset) Compensation : Clamp and Sample : rétablissement de la référence Dual Slope Integrator : mesure de la référence puis du pixel, soustraction

18 Electronique de lecture intégrée pour caméra à grand plan focal Architecture du système de lecture : chip intégrant les fonctions de traitement du signal analogique, de CAN, et de sérialisation Technologie AMS 0.35µ Spatialisation : irradiation, température (SNAP : 140 K), consommation Premier ASIC : test des fonctions analogiques

19 ASIC DGCS (Dual Gain Clamp and Sample) Dynamique 17 bits : de 2 e - (bruit des CCD) à e - (capacité de puits des CCD) – conversion : 4 µV/ e - Gamme de tension : +1,5 / - 3,5 V ou + 2,5 V Vitesse de lecture (~1MS/s) : dynamique limitée à ~14 bits par le comparateur ADC Solution double gain (x 3 et x 96) + deux ADC de 12 bits Fonction de Clamp / DC restore

20 ASIC DGCS : test fonctionnel Problème de gain et doffset sur la voie haut gain : x 60, mV Identification et mesure de résistances parasites Test de linéarité satisfaisant Bas gain Haut gain LSB 12 bits R parasites

21 Acquisition des tests de bruit Mesures de bruit à < 1 µV : élimination des bruits parasites Résistances en entrée : générateur de fluctuations connues, simulation du bruit dun détecteur Numérisation rapide (1 GHz), traitement numérique

22 ASIC DGCS : analyse bas bruit Spectres de bruit Mesure du bruit thermique des résistances dentrée Bruit intrinsèque au temps de lecture optimal (80 µs) : –x 60 : 1,1 µV –x 3 : 1,8 µV Validation du package de simulation 1 MΩ 20 kΩ 2 kΩ 500 Ω 50 Ω C parasites R parasites Simulation Mesures Bas gainHaut gain

23 Bruit en 1/f Origine (technologie CMOS) : pièges aux interfaces oxyde – semi-conducteur Bruit en 1/f devient dominant à très basse fréquence (20 kHz) Accord avec la simulation, très inférieur à ce qui est annoncé habituellement Technologie adaptée à lecture CCD

24 Clamp and Sample vs. Dual Slope Integrator C&S : temps dintégration supérieur à temps/pixel égal, horloge unique DSI : soustraction des bruits basse fréquence, besoin dun DC restore, besoin de précision sur constantes de temps DSI 2 kΩ DSI 500 Ω DSI 500 Ω (sans aliasing) C&S 500 Ω Bruit de lecture Bruit de clamp ½ e - 1 e -

25 Résistance au froid et à lirradiation Fonctionnement jusquà 130 K Irradiation par une source de cobalt 60 (180 krad) LASIC respecte son cahier des charges sur tous les points Applications : SNAP, DUNE, système de calibration

26 Calibration Étude des sources lumineuses Analyse complète de source type corps noir pour calibration (ampoule à fil de tungstène) : puissance lumineuse / puissance consommée, surface démission, émissivité (fonction de T et ) Proposition pour un système de calibration photométrique avec des diodes électroluminescentes (LED), pour SNLS (Canada France Hawaii Telescope) et les projets spatiaux Première étape de validation sur le banc de test CCD

27 Plan Mesures cosmologiques avec les supernovae de type Ia Instrumentation pour un télescope spatial à grand champ Thèmes de R&D détecteurs de SNAP Construction des bancs de test Développement dune électronique de lecture intégrée Système de calibration pour la photométrie Analyse calorimétrique des données existantes Modèle calorimétrique des supernovae de type Ia Simulation du dépôt dénergie radioactive Comparaison avec lénergie lumineuse observée Analyse des spectres dans les phases tardives

28 Naine blanche C+O, compagnon, masse de Chandrasekhar (1,38 M ) Explosion thermonucléaire, combustion en éléments de masses intermédiaires (Si, Mg, Ca), 56 Ni, et isotopes de fer Dislocation complète, vitesses déjection ~ km/s Désintégrations des éléments instables formés Courbes de lumière Supernovae de type Ia

29 Énergie thermonucléaire ~ 10 x énergie de désintégration 56 Ni : énergie/nucléon minimale pour Z = A/2 56 Ni ( = 8,8 j) 56 Co ( = 111 j) 56 Fe Éléments formés

30 Phase photosphérique, phase nébulaire Modèle calorimétrique : bilan, phase nébulaire Évolution de la supernova SN 1990N B max j Å

31 Échappement des : modèle Programme de simulation des désintégrations et de labsorption des produits (, +) dans la supernova en expansion Paramètres physiques identifiés : masse de 56 Ni, énergie cinétique (profil de densité, vitesse maximale), stratification Effet photoélectrique, diffusion Compton (E < 4 MeV)

32 GRATIS (Gamma Ray Absorption in Type Ia Supernovae) Propagation à direction fixée : rapidité de calcul, perte dinformation géométrique pour linteraction Compton Monte-Carlo Total produit Total absorbé Absorbé dans Ni Absorbé dans Fe Absorbé dans Si Monte Carlo Directe

33 Résultats de GRATIS Variations de lénergie déposée en fonction de la masse de nickel m Ni et de la vitesse déjection v max Simulation sans valeur ajustable en dehors des paramètres physiques m Ni = 0,3 à 1,0 M V max = à km/s

34 Courbes bolométriques avec SALT Modélisation des courbes de lumière avec SALT : –Template spectral –Paramètres empiriques : magnitude m B *, stretch, couleur –Entraînement sur un lot de données important –Optimisé pour lajustement cosmologique Bolométrie : bande spectrale 3000 – Å Calibration absolue : –ajustement cosmologique : relation entre luminosité intrinsèque et paramètres empiriques –constante de Hubble (WMAP)

35 Comparaison avec les observations : bilan Intégrale de la puissance en fonction du temps depuis lexplosion Bon accord (rendement 50 %), dispersions similaires Relations entre jeux de paramètres (m Ni, v max ) et (s,c)

36 Comparaison des puissances Bon accord, dispersions influencées par v max Rendement identique (50 %) Manque de fiabilité des courbes bolométriques

37 Décomposition des spectres tardifs Phase tardive : possibilité dune calibration absolue Accessibilité aux observations, quantité et qualité des données Normalisation en flux sur lintervalle commun Vecteur tardif (>+200 j) + vecteur orthonormal (60 à 200 j)

38 Analyse en composantes Co + Fe Projection, évolution linéaire / Fe dans 56 Co 56 Fe Efficacité relative de scintillation : manque de données « Templates » Co et Fe, pics 200 j60 j

39 Rayon vert Changement rapide de couleur (~2 j), transition vers spectre démission Rapports de pics individuels Deux estimateurs : vitesse et hauteur du saut de couleur g/r SN 2006D (SNFactory)

40 Rayon vert Correspondance avec les filtres de SNLS autour de z = 0,35 (r/i) Nouveaux estimateurs Extension de SALT

41 Conclusions Bancs de tests performants Circuit intégré analogique permettant la lecture à très bas bruit Proposition pour un système de calibration Programme simulant labsorption des dans une supernova en expansion, en accord satisfaisant avec les observations Lien entre paramètres empiriques et paramètres physiques « Templates » en phase tardive Développement destimateurs de luminosité dans la transition vers la phase nébulaire et pendant la phase nébulaire

42 Cryogénie du banc CCD Suivi de la température et de la pression Performances du refroidissement : 150 K au niveau du CCD

43 Performances du banc infra-rouge Écran froid Refroidissement du plan focal (plaque molybdène)

44 Acquisition CCD Contrôleur SDSU Lecture : SDSU, ASIC, DSA

45 Spectres des phases tardives Données rares Phases : –Saut de couleur (rayon vert) – 56 Co 56 Fe –Fer dominant

46 Couleur dans la phase Co Fe Couleurs synthétisées

47 Étude de pics individuels Ajustements gaussiens Rapports entre pics

48 Masse de nickel 56 Système progéniteur, explosion Géométrie : non sphérique, étoile compagnon Absorption, rougissement par des poussières Galaxie hôte Diversité des supernovae de type Ia


Télécharger ppt "Métrologie des supernovae de type Ia pour la cosmologie : instrumentation et analyse calorimétrique Claire JURAMY22 mai 2006."

Présentations similaires


Annonces Google