Le projet LSST 21 juin 20131 Le Large Synoptic Survey Telescope LSST Wide, Deep, Fast… Dominique Boutigny – CC-IN2P3Séminaire au LAPP – 21 juin 2013.

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1 Le projet LSST 21 juin 20131 Le Large Synoptic Survey Telescope LSST Wide, Deep, Fast… Dominique Boutigny – CC-IN2P3Séminaire au LAPP – 21 juin 2013

2 21 juin 20132

3 Sonder l'univers à différentes époques / différentes échelles cosmologiques 21 juin 20133 Ingrédients : Photons, baryons, matière noire froide, neutrinos, énergie noire Les contributions relatives des différentes composantes à la densité d'énergie de l'univers varient au cours du temps  4 grandes périodes accélération décélération lente décélération rqpide accélération décélération lente décélération rqpide accélération ? inflation RD (radiation domination) MD (matter domination)  D (  domination) CMB  informations extrêmement précises mais limitées pour un z donné (~1100)

4 Sonder l'univers à différentes époques / différentes échelles cosmologiques 21 juin 20134 Les observables : Décalage vers le rouge : z  facile via la mesure des spectres des objets observés Mesures de distances :  Luminosité : distance radiale  chandelles standards  Supernovæ 1a  Angulaire : distance transverse  étalon de longueur (règle standard)  BAO Mesures de distances :  Luminosité : distance radiale  chandelles standards  Supernovæ 1a  Angulaire : distance transverse  étalon de longueur (règle standard)  BAO On déduit les paramètres cosmologiques en mesurant les différentes distances "étalons" en fonction de z  Weak lensing  Évolution des grandes structures  Comptage des clusters de galaxies  …  Weak lensing  Évolution des grandes structures  Comptage des clusters de galaxies  … Application numérique : z=3 D comobile : 21.2 Gly D luminosité : 85 Gly D angulaire : 5.3 Gly Application numérique : z=3 D comobile : 21.2 Gly D luminosité : 85 Gly D angulaire : 5.3 Gly Temps de propagation de la lumière : 11.7 Gyr Âge de l'univers au moment de l'émission : 2.1 Gyr Temps de propagation de la lumière : 11.7 Gyr Âge de l'univers au moment de l'émission : 2.1 Gyr http://www.astro.ucla.edu/~wright/CosmoCalc.html

5 21 juin 20135

6 Équation d'état 21 juin 20136 Caractériser l'énergie noire, revient à mesurer l'équation d'état : Matière non relativiste : w = 0 Radiation : w = 1/3 Constante cosmologique : w = -1 Quintessence : w = w(z) > -1 Énergie fantôme : w < -1 …

7 Supernovæ 1a 21 juin 20137 Excellent papier de Gerson Goldhaber : arXiv:0907.3526v1  Toute l'histoire de la découverte que l'expansion de l'univers accélère  Supernova Cosmology Project et High-z Supernova search team / 1998 L'idée d'utiliser les Supernovæ comme des "chandelles standards" pour sonder l'univers ne date pas d'hier :  Fritz Zwicky et Walter Baade en 1938 Supernovæ de type 1a : Accrétion de matière par une naine blanche dans un système binaire  Processus supposé constant d'un SN à une autre  chandelle standard Courbe de lumière / spectre caractéristique  On en déduit la luminosité absolue de la SN

8 Supernovæ 1a 21 juin 20138

9 15 ans après… 21 juin 20139 Union 2.1 compilation : http://supernova.lbl.gov/Union/ Suzuki et al, arXiv:1105.3470 Union 2.1 compilation : http://supernova.lbl.gov/Union/ Suzuki et al, arXiv:1105.3470 580 SN 1a passant les critères de qualité Fit :  CDM - Flat

10 Oscillations Acoustiques Baryoniques (BAO) 21 juin 201310 Scénario : Avant le découplage matière / radiation (< 380 000 ans après le BB) l'univers est constitué d'un plasma chaud (protons + électrons) + photons + DM Avant le découplage matière / radiation (< 380 000 ans après le BB) l'univers est constitué d'un plasma chaud (protons + électrons) + photons + DM Fluctuations primordiales  zone de sur-densité (DM + gaz) La matière noire reste ~localisée au niveau de l'origine de la fluctuation Le gaz est soumis à la pression de radiation  Ondes de pression qui se propagent dans le plasma Au moment du découplage les protons et les électrons se neutralisent et les photons se propagent librement à travers le milieu  rayonnement de fond cosmologique

11 BAO 21 juin 201311 Les baryons se propagent sous la forme d'ondes sonores centrées sur les fluctuations de départ (DM) Propagation durant environ 1 millions d'années Zones de sur-densité localisées : 1.Sur la coque sphérique correspondant à l'onde sonore 2.Au niveau des fluctuations de départs Zones de sur-densité localisées : 1.Sur la coque sphérique correspondant à l'onde sonore 2.Au niveau des fluctuations de départs Ces zones de sur-densité vont interagir gravitationnellement avec la matière environnante et servir de "graines" pour la formation des galaxies  Fixe une échelle de distance caractéristique entre la coque sphérique et les fluctuations de départ, qui grossit au fur et à mesure que l'univers s'étend  Horizon sonore qui se caractérise par une distance privilégiée entre les galaxies (~500 MAL comobile) On dispose donc d'un étalon de longueur caractéristique que l'on peut mesurer en fonction de z

12 BAO 21 juin 201312 SDSS III / BOSS

13 BAO 21 juin 201313 Signal mis en évidence pour la première fois par SDSS en 2005 Fonction de corrélation à deux points "galaxie-galaxie" SDSS-III / BOSS - Anderson et al - arXiv:1203.6594 264 283 galaxies

14 Cisaillement gravitationnel 21 juin 201314 © Catherine Heymans - UBC La lumière des galaxies situées sur une ligne de visée donnée subit les mêmes effets gravitationnels Effet observable de manière statistique  Mesure d'une fonction de corrélation à deux points en fonction d'une échelle angulaire et en fonction de z Mesure d'éllipticité

15 Cisaillement gravitationnel 21 juin 201315 Sur-densité Sous-densité Les modes B ne peuvent pas être dus à un effet de cisaillement gravitationnel  Contrôle des systématiques CFHTLenS – Kilbinger et al. arXiv:1212.3338v2

16 Cisaillement gravitationnel 21 juin 201316 Deux régimes :  Petites échelles : sensibles à des structures abouties (clusters…)  Grandes échelles : mesures "à la" CMB Deux régimes :  Petites échelles : sensibles à des structures abouties (clusters…)  Grandes échelles : mesures "à la" CMB Le cisaillement gravitationnel est bien évidemment sensible à la distribution des masses situées sur le chemin optique de la lumière provenant des galaxies d'arrière plan  matière noire Mais également sensible aux paramètres cosmologiques liés à l'énergie noire Mesures en fonction de z  Évolutions des structures  H(z) Mais également sensible aux paramètres cosmologiques liés à l'énergie noire Mesures en fonction de z  Évolutions des structures  H(z) Hoekstra et al. 2002 – CFHT12K RCS survey

17 21 juin 201317 CFHTLenS – Kilbinger et al. arXiv:1212.3338v2

18 Bref … 21 juin 201318 On voudrais un instrument capable de faire tout cela beaucoup mieux…. Identifier, relever la position, mesurer la forme du maximum de galaxies Faire des relevés très profond  avoir accès à des z élevés Identifier le maximum de phénomènes transitoires (supernovae...) et les mesurer Mesurer le décalage vers le rouge (z) avec une précision suffisante Très grand champ – Excellente résolution Instrument très lumineux  grand diamètre Prises de vue très rapides – Grand champ – Remesurer souvent les mêmes champs

19 Spectro ? 21 juin 201319 Clairement incompatible avec plusieurs critères primordiaux (rapidité, champ, etc.)

20 Large Synoptic Survey Telescope L'idée de LSST est d'observer l'univers visible aussi globalement que possible  Observation systématique de tout ce qui est observable ! Synoptique : "qui permet de saisir d'un coup d'œil les parties d'un ensemble" 21 juin 201320

21 Le site de construction Cerro Pachón 2700 m VLT site Télescopes Gemini-sud et SOAR Seeing moyen : 0.67 arcsec 21 juin 201321

22 Diamètre 8.4 m Formule optique à 3 miroirs "Paul Baker" Diamètre 8.4 m Formule optique à 3 miroirs "Paul Baker" F/D = 1.23 Le télescope M1 : 8.4 m f/1.14 M2 : 3.4 m f/1.05 M3 : 3.5 m f/1.19 M1 : 8.4 m f/1.14 M2 : 3.4 m f/1.05 M3 : 3.5 m f/1.19 Structure mobile de 350 tonnes (dont 60 tonnes pour le système optique seul) 21 juin 201322

23 Substrat des miroirs primaire et tertiaire Substrat du miroir secondaire 24 tonnes de verre Les miroirs 2321 juin 2013

24 24 Assemblage de la structure alvéolaire Remplissage avec des blocs de verre avant passage au four "Grattage " du verre pour le miroir tertiaire (5 tonnes à enlever à raison de 2 cc / seconde 21 juin 2013

25 Métrologie sur le miroir tertiaire 21 juin 201325

26 Substrat des miroirs primaire et tertiaire Substrat du miroir secondaire 24 tonnes de verre Les miroirs 21 juin 201326

27 La caméra 3.2 milliards de pixels 6 filtres : UV (320 nm)  IR (1070 nm) résolution : 0.2 arcsec / pixel 3.2 milliards de pixels 6 filtres : UV (320 nm)  IR (1070 nm) résolution : 0.2 arcsec / pixel  Pose de 15 s  Positionnement de l'obturateur durant 1 s  Lecture des CCD durant 2 s  Nouvelle pose de 15 s  Positionnement de l'obturateur durant 1 s  Lecture des CCD durant 2 s  Positionnement du télescope sur une nouvelle zone (proche) durant 5 s  Pose de 15 s  Positionnement de l'obturateur durant 1 s  Lecture des CCD durant 2 s  Nouvelle pose de 15 s  Positionnement de l'obturateur durant 1 s  Lecture des CCD durant 2 s  Positionnement du télescope sur une nouvelle zone (proche) durant 5 s Champ de vue : 9.6 deg 2 189 plans de CCD (4k x 4k) assemblés dans 21 modules de 3x3 CCD 21 juin 201327

28 Redshifts photométriques 21 juin 201328 Relative system throughput (%) Précision sur la magnitude absolue < 0.01 répétabilité < 0.0005

29 Redshifts photométriques 21 juin 201329  Fraction of 3σ outliers below 10%  Bias, ez = (zphot-zspec)/(1+zspec) < 0.003  Uncertainties on σz must be known to better than 1%. Domaine d'expertise des groupes français: arXiv:1301.3010v1 A. Gorecki et al. Spécifications atteignables Domaine critique pour LSST  beaucoup de travail en cours Domaine critique pour LSST  beaucoup de travail en cours

30 21 juin 201330 Stratégie d'observation pour revenir régulièrement sur les mêmes zones du ciel Une zone particulière sera observée avec une plus grande fréquence (1h / nuit)  Zone de prédilection pour la détection des supernovæ 1A Une zone particulière sera observée avec une plus grande fréquence (1h / nuit)  Zone de prédilection pour la détection des supernovæ 1A Les images correspondants à une même zone du ciel sont additionnées  co-addition

31 Les images Image simulée 16 Mpixels 1/189 ème d'une pose complète de LSST Image simulée 16 Mpixels 1/189 ème d'une pose complète de LSST 15 To de données chaque nuit Chaque zone du ciel est photographiée ~1000 fois en 10 ans  On additionne les images ce qui permet de gagner en profondeur au cours du temps (magnitude 24  27)  50 Po d'images brutes Pré-traitement quasi en ligne des données Alertes générées en moins de 60s >1 000 000 d'alertes / nuit Pré-traitement quasi en ligne des données Alertes générées en moins de 60s >1 000 000 d'alertes / nuit 21 juin 201331

32 Simulateur d'images 21 juin 201332 LSST dispose d'un simulateur d'images très complet  Sources : étoiles, galaxies, quasars, etc…  Effet de l'atmosphère (turbulences, propagation dans les différentes couches…)  Effet de la luminosité du fond de ciel  Effet de la couverture nuageuse  Prise en compte de la Lune  Simulation de l'optique du télescope  Réponse des capteurs CCD  Sources : étoiles, galaxies, quasars, etc…  Effet de l'atmosphère (turbulences, propagation dans les différentes couches…)  Effet de la luminosité du fond de ciel  Effet de la couverture nuageuse  Prise en compte de la Lune  Simulation de l'optique du télescope  Réponse des capteurs CCD La simulation complète d'un couple d'images sur la totalité du plan focal nécessite 80 à 100 h de calcul sur 20 processeurs en parallèle Plusieurs centaines de milliards de photons tracés individuellement La simulation complète d'un couple d'images sur la totalité du plan focal nécessite 80 à 100 h de calcul sur 20 processeurs en parallèle Plusieurs centaines de milliards de photons tracés individuellement Permet également de mettre au point la stratégie d'observation  Pointage  Filtre  Lune  etc. Pour optimiser le cycle utile du télescope Permet également de mettre au point la stratégie d'observation  Pointage  Filtre  Lune  etc. Pour optimiser le cycle utile du télescope Peut être couplé avec un programme de simulation cosmologique

33 21 juin 201333 http://kipac.stanford.edu/collab/research/highlights/tidbits2011/ImSim

34 Calendrier – Collaboration - Coût Démarrage prévu en 2019 pour 2 ans de validations ("commisionning") de l'instrument 10 ans de prise de données : 2021 - 2030 LSST est une expérience prioritaire du DOE et de la NSF  35 US Core institutions Le rôle pionnier de l'IN2P3 dans LSST (caméra) lui vaut d'être considéré comme un contributeur américain (seul dans ce cas)  51 ème état Des collaborations se forment pour exploiter les données : Dark Energy Science Collaboration (DESC) – Voir : http://arxiv.org/abs/1211.0310 21 juin 201334 Coût total : 1.25 G$ incluant 37 M$/an de fonctionnement sur 10 ans (large fraction pour le calcul) Contribution française en cash pour la construction : 6.5 M$ Ouverture à d'autres institution non US en 2021 (67 LOI reçues pour ~500 physiciens non US)  10 M$ / an 27.5 M$ au budget US pour 2014

35 Contributions française 21 juin 201335 LPNHE – LAL – APC – LPC – CPPM – LPSC – LMA – CC-IN2P3 CCD et électronique associée :  Achat de 25% des CCD  Tests initiaux d'au moins 25% des CCD  Design, tests et production des ASIC de lecture des CCD (ASPIC)  Design, tests et production des ASICS de contrôle des CCD (CABAC)  Microcode des FPGA pour le contrôle des rafts (9 CCD) CCD et électronique associée :  Achat de 25% des CCD  Tests initiaux d'au moins 25% des CCD  Design, tests et production des ASIC de lecture des CCD (ASPIC)  Design, tests et production des ASICS de contrôle des CCD (CABAC)  Microcode des FPGA pour le contrôle des rafts (9 CCD) Filtres et mécanique associée :  Etude et mise au point de la technique de "coating" (LMA)  Système 'mécanique d'échange des filtres  Slow control du système d'échange des filtres Filtres et mécanique associée :  Etude et mise au point de la technique de "coating" (LMA)  Système 'mécanique d'échange des filtres  Slow control du système d'échange des filtres Contribution au slow control de la caméra Calcul – traitement de données

36 NC SA CC-IN2P3 Le NCSA et le CC se partageront le traitement des données – 50% - 50% Les données seront ensuite ré- échangées de façon à ce que chaque site dispose d'un lot complet 21 juin 201336 CC-IN2P3 : centre de données pour l'Europe  important aussi pour Euclid

37 Contribution du CC au traitement de données 21 juin 2013  Investissement matériel : ~1.5 M€ / an Il faudra également fournir des ressources pour l'exploitation des données de la Dark Energy Science Collaboration 37

38 Le système de base de données de LSST Après le traitement des images des algorithmes permettent d'identifier les objets astrophysiques présents (étoiles, galaxies, quasars, candidats SN, astéroïdes, etc. La table des "sources" contiendra 250 milliards de lignes après la première année et croitra jusqu'à 5000 milliards au bout de 10 ans A terme : 20-30 Po de données dans la base de données Pour DESC il sera sans doute nécessaire de remonter à l'information "pixels" 21 juin 201338

39 Les tables dans la DB correspondent à un pavage géométrique du ciel observable http://www.lsst.org/News/enews/data-searching-201210.html Optimisé pour la plupart des recherches astro Certaines requêtes ne peuvent pas aboutir en un temps raisonnable  "give me the 5 most brightest objects of the sky" is an impossible query ! Bases de données 21 juin 201339

40 Main developers : Daniel L. Wang (SLAC), Serge M. Monkewitz (IPAC), Kian ‐ Tat Lim (SLAC), Jacek Becla (SLAC), Douglas Smith (SLAC) Qserv: une base de donnée distribuée "shared nothing" MySQL n'est pas une techno obligatoire PetaSky 21 juin 201340

41 Code / algorithmes 21 juin 201341 LSST dispose d'ores et déjà d'algorithmes très sophistiqués d'analyse d'images et de caractérisation d'objets Possibilité d'utiliser le code LSST pour ré-analyser les données SDSS et CFHT  Très intéressant pour la mise au point des algorithmes et même pour une éventuelle nouvelle exploitation scientifique de ces données Possibilité d'utiliser le code LSST pour ré-analyser les données SDSS et CFHT  Très intéressant pour la mise au point des algorithmes et même pour une éventuelle nouvelle exploitation scientifique de ces données D'une manière générale, l'architecture du code LSST est très bien faite : moderne et légère  Python + C++ D'une manière générale, l'architecture du code LSST est très bien faite : moderne et légère  Python + C++

42 Apport attendu de LSST 21 juin 201342 Volume effectif couvert par LSST LSST va couvrir 20 000 degrés 2 Et mesurera 40 à 50 galaxies / arcmin 2 Pour comparaison le survey CFHTLenS (weak lensing) a couvert 154 degrés2 Avec 17 galaxies résolues / arcmin 2

43 Apport attendu de LSST 21 juin 201343 Supernovae 1a  10 7 détections en 10 ans (z < 0.8)  10 5 pour z < 1.2  Diagramme de Hubble pour différentes régions du ciel  Test de l'isotropie des paramètres de l'énergie noire  Études systématiques sur les SN1a / catalogue des galaxies hôtes  différentes populations ?  Effet de lentilles gravitationnelles fort (1/1000 à grand z)  Décalage temporel dans l'apparition des images  Energie noire – H 0 -  m Linder 2012 : http://arxiv.org/pdf/1109.2592v2.pdf

44 Apport attendu de LSST 21 juin 201344 BAO – Weak lensing  Mesure de ~40-50 galaxies /arcminute 2 soit un catalogue d'environ 3 milliards de galaxies D'une manière générale, LSST vise une amélioration d'un ordre de grandeur sur les paramètre cosmologique liés à l'énergie noire

45 Conclusion 21 juin 201345 LSST va permettre d'améliorer considérablement la connaissance des paramètres cosmologiques à l'horizon 2020-2030 Wide – Deep – Fast Un point clé décisif réside dans la détermination des redshifts photométriques Complémentarité avec la mission spatiale EUCLID qui devrait démarrer en même temps que LSST LSST est également un projet majeur pour le traitement des masse de données et pour les architectures de très grandes bases de données scientifiques  Rôle clé du CC-IN2P3 LSST est également un projet majeur pour le traitement des masse de données et pour les architectures de très grandes bases de données scientifiques  Rôle clé du CC-IN2P3 La communauté IN2P3 est très active et très motivée …