CEA Saclay / DSM / DAPNIA Service d’Astrophysique Groupe Étalonnages et traitements de données.

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1 CEA Saclay / DSM / DAPNIA Service d’Astrophysique Groupe Étalonnages et traitements de données

2 Étalonnages et analyse de données INTEGRATION & TESTS ETALONNAGES AU SOL MISE EN SERVICE PREMIERES DONNEES ETALONNAGES EN VOL DEVELOPPEMENT ET MISE AU POINT DES LOGICIELS DE TRAITEMENT DE DONNEES RAIV GROUPE SCIENTIFIQUE ETALONNAGES & TRAITEMENT DE DONNEES

3 Étalonnages et analyse de données Particularité des expériences spatiales : -Le coût ne permet plus de maintenir un modèle « bis » au sol -La campagne d’étalonnage est unique. Pas de possibilité de sonder l’instrument après le lancement -La prise de données sur le modèle de vol doit s’effectuer dans un environnement propre -L’étalonnage scientifique arrive à la fin du projet à un moment où les contraintes de planning sont très fortes -A partir des étalonnages, les physiciens doivent anticiper les pertes de performances dues à l’environnement spatial pendant la vie de l’expérience. Ces singularités influent sur l’organisation de la prise de données mais aussi sur la conception et le développement des logiciels de traitement de données

4 Étalonnages et analyse de données Groupe étalonnage et analyse de données Le groupe le plus important du laboratoire de détection spatiale -11 physiciens (INTEGRAL, XMM, VISIR, MEGACAM, ISO, SIGMA….) -7 ingénieurs - 1 thésard en deuxième affectation -13 physiciens (INTEGRAL, XMM, VISIR, ISO, GOLF) - 1 ingénieur Illustrations des activités du groupe à travers trois thèmes 1- Prise de données : INTEGRAL/SPI 2 - Simulations et mise au point du traitement de données : INTEGRAL/IBIS 3 - Application à la réduction des données en vol : XMM/EPIC nettoyage du bruit électronique ISO/ISOCAM nettoyage du bruit cosmique

5 ETALONNAGES DE SPI / LES OBJECTIFS Mesures sur tout le domaine d’énergie (20 keV-8 MeV) efficacité des détecteurs homogénéité du plan de détection performance d’imagerie comparaison avec les simulations Mesure d’efficacité avec des photons  produits par : > 3 MeV, accélérateur Van de Graaf < 3 MeV, ~ 12 sources radioactives à 8 m Mesure des performances en imagerie : sources de haute intensité plaçées à 125 m Étalonnages et analyse de données : 1- La prise de données

6 Accélérateur Sources haute intensité 125 m Sources faible intensité 8 m SPI salle blanche Étalonnages et analyse de données : 1- La prise de données ETALONNAGES DE SPI / INSTALLATIONS AU CEA/BRUYERES

7 Accélérateur : Van de Graaf, 4 MV Production d’un faisceau de proton de haute intensité 250  A Cible : 13 C Reaction : 13 C (p,  ) 14 N => production de  jusqu’à 8 MeV Étalonnages et analyse de données : 1- La prise de données ETALONNAGES DE SPI / ETALONNAGE A HAUTE ENERGIE

8 Sources ActivitéPhotons 241 Am3 Ci60 keV 137 Cs0.5 Ci661 keV 60 Co0.25 Ci1172 & 1332 keV 24 Na0.08 Ci (t=15 h)1370 & 2753 keV Container spéciaux en uranium Manipulation par une équipe du CEA/DIMRI Prise de données uniquement la nuit (raisons de sécurité) Étalonnages et analyse de données : 1- La prise de données ETALONNAGES DE SPI / ETALONNAGE DE l’IMAGERIE

9 ETALONNAGES DE SPI AU CEA/BRUYERES Étalonnages et analyse de données : 1- La prise de données

10 18 Avril, 2001: Installation de la source de 24 Na à125 m du SPI « star simulator » Reconstruction de la source radioactive à 2.7 MeV résolution angulaire <2° Étalonnages et analyse de données : 1- La prise de données

11 Spectres enregistrés avec une source de 60 Co Source à 125 m du SPI Énergie gamma 1173 keV et 1333 keV Masque présent 13 32 12 11 10 9 14 4018 15 56 161718 7 Étalonnage de SPI

12 Étalonnages et analyse de données : 2- mise au point traitement de données Création du modèle de la source en tenant compte de la géométrie réelle d'IBIS, de l'opacité du masque, du support de ses éléments, spider, tubes, hopper… pour les conditions d’étalonnages Logiciel encore en développement. Actuellement 10000 lignes de code écrites La longueur du code traduit la recherche d’optimisation du temps de calcul (caméra ISGRI 16000 pixels) INTEGRAL/IBIS Source hors axe dans le champ partiellement codé Énergie 511 keV Alexandra Gros

13 Étalonnages et analyse de données : 2- mise au point traitement de données Image brute issue des étalonnages À l’ESTEC en janvier 2002 Am241 60 KeV INTEGRAL/IBIS déconvolution du champ de vue complet d'ISGRI avec la méthode de la corrélation balancée pondérée. Apparition de fantômes due à la prise en compte du champ partiellement codé. Image nettoyée en utilisant le logiciel de calcul du modèle de la source La déconvolution du modèle permet de générer les fantômes puis de les soustraire. Alexandra Gros

14 Observation du reste de supernova G21-1.7 Image de TOUS les événements EPIC/MOS Analyse des différentes composantes du fond – Rayons Cosmiques (sur tous les CCDs) –X-rays induits par les Rayons Cosmiques (Al, Si,Au) –Protons de basse énergie (à l'intérieur du champ de vue) Différentes méthodes de réjection –Basées sur les caractéristiques spécifiques des événements X (Cf. Info EDU). –Basées sur une approche statistique Exemple de traitement de signal appliqué sur les données XMM/EPIC JLSauvageot,SAp,CEA Saclay Étalonnages et analyse de données : 3- Applications en vol Jean-Luc Sauvageot

15 A partir des étalonnages d’Orsay construction d’une base de données d’événements X. Infos sur les événements provenant de l'EDU c-à-d les quatre nombres caractérisant le dépôt de l‘énergie dans la matrice 5x5 des pixels. ==> Détermination dans le plan E3/E1 vs E4/E1 du lieu des «bons» événements X (Cf. cercle rouge). C'est efficace car le bruit électronique ne présente pas de corrélation dans la matrice 5x5 des pixels. E3/E1 1750 eV E4/E1 Librairie de « Patterns » E1: Énergie contenue dans le pixel central E2: Énergie (>Seuil) dans la couronne 3x3 E3: Énergie (<Seuil) dans la couronne 3x3 E4: Énergie (<Seuil) dans la couronne 5x5 Réjection du Bruit Électronique Étalonnages et analyse de données : 3- Applications en vol Jean-Luc Sauvageot

16 Temps de Pose : 30 ks. Image sans les «Mauvais» photons. Protons de basse énergie visibles dans le champ de vue Temps de Pose : 14ks suppression des protons de basse énergie avec la courbe de lumière Image des «Mauvais» photons selon le critère E3/E1 vs E4/E1 ~ 33% des événements rejetés ~ 0.4% de «bons» (cf. Source au centre) rejetés Réjection du Bruit Électronique Observation du reste de supernova G21-1.7 Image de TOUS les événements EPIC/MOS Étalonnages et analyse de données : 3- Applications en vol Jean-Luc Sauvageot

17 L’environnement spatial d’ISO En orbite elliptique (apogée 70 000 km, périgée 1 000 km) autour de la Terre, le télescope ISO était soumis aux irradiations : des rayons cosmiques galactiques (protons, noyaux alpha, ions) pendant les passages dans les ceintures de Van Allen (instruments OFF) lors des éruptions solaires Observation ISOCAM Étalonnages et analyse de données : 3- Applications en vol Arnaud Claret

18 Une éruption solaire, novembre 97 Le taux de glitches augmenta d’un facteur 7, rendant les données inutilisables ! Étalonnages et analyse de données : 3- Applications en vol Arnaud Claret

19 Étude des propriétés spatiales des glitches Étude des propriétés temporelles des glitches Statistiques sur leurs forme, durée, taux, origine Simulations numériques (GEANT) Création du G LITCH W ORKING G ROUP (ESA) Rapport de recommandations pour l’ESA Études préliminaires (HERSCHEL, NGST) ETUDES DU BRUIT COSMIQUE A PARTIR DES OBSERVATIONS ISOCAM LE FUTUR 8 pixels/glitch - Classification en 3 familles - 1 glitch/sec Étalonnages et analyse de données : 3- Applications en vol Arnaud Claret