Claire JURAMY 22 mai 2006 Métrologie des supernovae de type Ia pour la cosmologie : instrumentation et analyse calorimétrique

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 d’une 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 d’énergie radioactive Comparaison avec l’énergie lumineuse observée Analyse des spectres dans les phases tardives

Description de l’Univers Univers homogène, isotrope Relativité Générale Expansion de l’Univers (équation de Friedman) : H : taux d’expansion (constante de Hubble H0 au temps présent) R : facteur d’échelle : constante cosmologique k : courbure : -1 (ouvert), = 0 (plat), +1 (fermé) X : densités réduites au temps présent

Constante cosmologique ou « énergie noire » ? Accélération de l’expansion Deuxième équation de Friedman : Effet de « pression négative » Équation d’état : wX = pX / X < - 1/3 Constante cosmologique : w = -1, w’(z) = 0 Énergie noire : prédictions sur w et w(z) en fonction du modèle

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

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

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

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

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 d’une 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 d’énergie radioactive Comparaison avec l’énergie lumineuse observée Analyse des spectres dans les phases tardives

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)

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 d’observation : tout au sol (projets de très grands télescopes), mixte sol/spatial (appel d’offre JDEM de la NASA, DUNE) Plan focal : IR seul, 2 plans, électronique « chaude »

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

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

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

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

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

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

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

ASIC DGCS (Dual Gain Clamp and Sample) Dynamique 17 bits : de 2 e- (bruit des CCD) à 250000 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

ASIC DGCS : test fonctionnel Problème de gain et d’offset sur la voie haut gain : x 60, - 600 mV Identification et mesure de résistances parasites Test de linéarité satisfaisant R parasites LSB 12 bits Bas gain Haut gain

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 d’un détecteur Numérisation rapide (1 GHz), traitement numérique

ASIC DGCS : analyse bas bruit Bas gain Haut gain Spectres de bruit Mesure du bruit thermique des résistances d’entrée 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 Mesures C parasites R parasites Simulation

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

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

Résistance au froid et à l’irradiation Fonctionnement jusqu’à 130 K Irradiation par une source de cobalt 60 (180 krad) L’ASIC respecte son cahier des charges sur tous les points Applications : SNAP, DUNE, système de calibration

Calibration Étude des sources lumineuses Analyse complète de source type corps noir pour calibration (ampoule à fil de tungstène) : puissance lumineuse / puissance consommée, surface d’émission, 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

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 d’une 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 d’énergie radioactive Comparaison avec l’énergie lumineuse observée Analyse des spectres dans les phases tardives

Supernovae de type Ia Naine blanche C+O, compagnon, masse de Chandrasekhar (1,38 M) Explosion thermonucléaire, combustion en éléments de masses intermédiaires (Si, Mg, Ca), 56Ni, et isotopes de fer Dislocation complète, vitesses d’éjection ~10 000 km/s Désintégrations des éléments instables formés Courbes de lumière

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

Évolution de la supernova Phase photosphérique, phase nébulaire Modèle calorimétrique : bilan, phase nébulaire SN 1990N Bmax + 255 j Å

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

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

Résultats de GRATIS Variations de l’énergie déposée en fonction de la masse de nickel mNi et de la vitesse d’éjection vmax Simulation sans valeur ajustable en dehors des paramètres physiques Vmax = 11000 à 19000 km/s mNi = 0,3 à 1,0 M

Courbes bolométriques avec SALT Modélisation des courbes de lumière avec SALT : Template spectral Paramètres empiriques : magnitude mB*, stretch, couleur Entraînement sur un lot de données important Optimisé pour l’ajustement cosmologique Bolométrie : bande spectrale 3000 – 10000 Å Calibration absolue : ajustement cosmologique : relation entre luminosité intrinsèque et paramètres empiriques constante de Hubble (WMAP)

Comparaison avec les observations : bilan Intégrale de la puissance en fonction du temps depuis l’explosion Bon accord (rendement 50 %), dispersions similaires Relations entre jeux de paramètres (mNi, vmax) et (s,c)

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

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

Analyse en composantes Co + Fe Projection, évolution linéaire / Fe dans 56Co → 56Fe Efficacité relative de scintillation : manque de données « Templates » Co et Fe, pics 200 j 60 j

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

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

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

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

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

Acquisition CCD Contrôleur SDSU Lecture : SDSU, ASIC, DSA

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

Couleur dans la phase Co  Fe Couleurs synthétisées

Étude de pics individuels Ajustements gaussiens Rapports entre pics

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