La mission B-Pol « a Class M space mission aimed at detecting the primordial gravitational waves generated during inflation » LOI: De Bernardis, Bouchet, Kreysa, Efstathiou, Martinez Pour la collaboration Bpol: Denmark, France, Germany, Ireland, Italy, Norway, Portugal, Romania, Spain, Sweden, and the United Kingdom Groupe mission France (SAMPAN): François Bouchet, Martin Bucher, François-Xavier Désert, Michel Piat, Nicolas Ponthieu

L’héritage de SAMPAN 2005-06: Etude CNES de phase 0 Participation: Cruciale pour établir la faisabilité Participation: CNES PASO (Coord: J. Michaud) Air Liquide Alcatel Laboratoires (IAP, LAOG, CRTBT, IAS, APC) Instrument BPol très fortement inspiré de SAMPAN Objectifs scientifiques identiques

Conclusions de l’étude SAMPAN Etude d’un concept original La seule évaluation chiffrée au niveau européen Pas de « show stoppers » Thermique: V-grooves repliés Plusieurs solutions de « despin » identifiées Pistes techniques pour améliorations/optimisations supplémentaires Etudes complémentaires en cours: Effets systématiques, en particulier les lobes lointains Avant-plans Analyse des données R&D: Matrices de bolomètres pour la mesure de la polarisation Stabilité de l’instrument à long terme Qualité optique

De SAMPAN à BPol… Objectifs scientifiques Evolutions par rapport à SAMPAN Organisation scientifique Contribution envisagée pour la France

Le paradigme cosmologique Inflation ? t = 10-32 s T = 1016 GeV Surface des dernières diffusions ( sur e) t = 370 000 ans T = 0,3 eV = 3000 K Grandes structures du voisinage t=13,7 Gans T=2,725 K

Que savons-nous? Cible naturelle: l’échelle GUT (à t~10-16 sec) Anisotropies du CMB: statistique conforme au modèle (WMAP, expériences sol et ballon)  Cadre cohérent Présence d’oscillations harmoniques  en faveur de l’inflation Quelle inflation, quand? Fond d’ondes gravitationnel stochastique Perturbations tensorielles (en plus des fluctuations de densité) Spectre PT=AT.knT Amplitude liée à l’échelle d’énergie de l’inflation: Pente nT reliée aux amplitudes dans l’ensemble des modèles slow roll Test de l’inflation (nT = - r/8, with r = AT/AS  T/S) 3years Cible naturelle: l’échelle GUT (à t~10-16 sec)

Prédiction des modèles d’inflations sur les fluctuations scalaires et tensorielles Predictions for tensor/scalar ratio $r$ versus spectral tilt $n_{s}$ for minimal tuning ($Z_{\eta}=0$) and for different degrees of extra fine-tuning ($Z_{\eta} \ge 1$). The small white circles correspond to monomial potentials (from right to left: quadratic, cubic, quartic). The thick curve enclosing all models with zero or one extra degree of fine-tuning has $n_s < 0.98$ and $r> 10^{-2}$; hatched portion has $Z_{\eta} =0$ or~1 but is only accessible for polynomials of degree greater than four ($Z_{order} \ge 1$). Nine or more extra degrees of fine-tuning are required to obtain $n_s$ close to 1 or small $r$ (gray).} r=T/S r ~ 10-1 - 10-2 est assez générique (contraint une classe intéressante) (Boyle, Steinhardt, Turok - astroph/0507455)

Spectres de puissance du CMB 3 observables : T, E, B Modes B: Pas généré par des modes scalaires “Smoking gun” des perturbations tensorielles Au mieux 300 fois plus faible que les fluctuations en T Cas T/S = r = 0.1 (fig), soit Einf=2 x 1016 GeV. Spectre du mode B maximum pour l < 200, i.e.  > 1 deg Température : ~100µK RMS Mode B : < 300nK RMS Mode E : ~4µK RMS TE Model: \tau=0.11, \Omega_\Lambda=0.708, \omega_B=0.023, \omega_c=0.12, \Omega_{tot}=1, A_S= 2.2 ×10^{-9}, n_s= 0.95 & n_T = -A_T/8 A_S ( ≈ 180 / l)

Lentillage du CMB T E  T+  E+  B+  Grandes structures: E transformé en B… ( bruit blanc ~5μK.arcmin)

Modes B ~5μK.arcmin A white noise level of 5μK.arcmin implies fluctuation with an rms of 5/ μK in a pixel of size  i.e. typically 100 nK in a 50 arcmin pixel (~BGW signal for T/S ~ 10-2) (NB: Temperature ~ 100 μK)

Planck et la polarisation Planck et les modes B Planck (2008) Sensibilité limitée par le bruit de confusion et par les avant-plans non polarisés “expérience ultime” pour les anisotropies en T Planck et la polarisation Sensibilité limitée par l’instrument Mesure marginale des modes B… CL lensing r =T/S = 0.1

Stratégie en terme de sensibilité Case: if r = T/S > 10-2 (Einf > 1.2 1016 GeV) CT > CL at l <~ 100 slope nT “easy” to measure if r = T/S > 10-4 (Einf > 3.8 1015 GeV) CT > CL only at l <~ 20 amplitude AT “easy” to measure If r is lower, CT < CL at all scale Cleaning necessary Objectif naturel en sensibilité: CBruit = CL ~5 μK.arcmin Planck/12 WMAP HFI SAMPAN

Sensibilité en spectres de puissance du CMB WMAP l~370 Planck l~720 640μK.arcmin, 12arcmin FWHM 60μK.arcmin, 5.5arcmin FWHM l~7 5μK.arcmin, 20arcmin FWHM l~90 l~10 l~160 l~1140 l~800 BPol l bounds region (at left) with modes measured @ S/N >1 r 10-1 10-2 10-3 10-4

Analyse en paramètres cosmologiques (it confirms that other cosmological parameters can be derived with enough precision by the experiment) Fond d’ondes gravitationnelles: détecté à 3 pour r ≳ 2 x 10-3 Sans prendre en compte le “reionisation bump” (augmentation du spectre d’un facteur ~100 pour l < 20)

Architecture de l’instrument BPol Mission M Stabilité Couverture complète du ciel (bas l) Fréquences Base de l’instrument: SAMPAN Orbite L2 Optique réfractive Diamètre 30cm, 20 arcmin à 217GHz Cryogénie: Refroidissement passif ~50K Cryostat LHe ou SH Cryogénie 100mK Détecteurs bolométriques: 20000 détecteurs polarisés Sans cornet Canaux: 100GHz, 143GHz, 217GHz et 353GHz Stratégie d’observation: ~1 demi-ciel en 2 jours Spin rapide afin de moduler la polarisation Nutation, précession (redondances) SAMPAN Optimisations possibles (Simplification, diminution des coûts)

Optimisations possibles par rapport à SAMPAN Spin moins rapide, système interne de modulation de la polarisation Lobes parasites Extension du relevé aux basses fréquences Avant-plans Utilisation de cornets et OMTs? Lobes parasites, pureté en terme de polarisation Optique avec miroir? Qualité optique

Organisation scientifique PI: Paolo de Bernardis Steering group: P. De Bernardis, F. Bouchet, G. Efstathiou, E. Kreysa, R. Rebolo Objectifs Scientifiques: Martin Bucher, Carlo Burigana Orbite, stratégie de balayage, lanceur: Nicolas Ponthieu, Francesco Piacentini Payload instrument: Lucio Piccirillo Optique: Bruno Maffei, Fabrizio Villa Détection: Michel Piat, Stafford Withington Cryogénie: François-Xavier Désert, Silvia Masi Opérations scientifiques et archivage: Radek Stompor, Anthony Challinor, Natoli Facteurs technologique clés et spacecraft: Michel Piat, Lucio Piccirillo, steering group

Ordre de grandeur coûts SAMPAN (ROM cost, sans optimisation) Satellite: 340M€ Dont instrument: ~50M€ Tout intégré avec marges: ~525M€, dont: Marges industrie: 35M€ Lancement: 50M€ Ground segment: 10M€ Marges système: 90M€ BPol: Discussions en cours…

Contribution envisagée pour la France Matrice DCMB 204 pixels NbSi Chaîne de détection: R&D DCMB Matrice de bolomètres Electronique de lecture mutlipléxée (chaude et froide) Acquisition Chaîne cryogénique Acquis Planck-HFI Air Liquide, Alcatel Analyse des données, segment sol Expertise acquise dans le cadre du DPC Planck ASIC SiGe “Big-Bang”