ALEXIA GORECKI JEUDI 6 MAI 2010 LPSC SÉMINAIRE DES DOCTORANTS LSST, de l’instrument aux oscillations acoustiques de baryons.

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1 ALEXIA GORECKI JEUDI 6 MAI 2010 LPSC SÉMINAIRE DES DOCTORANTS LSST, de l’instrument aux oscillations acoustiques de baryons

2 Plan L’ accélération de l’expansion de l’Univers Le télescope LSST  Présentation  Objectifs  Etalonnage de sa caméra Les oscillations acoustiques de baryons  Qu’est ce que c’est?  La simulation  Les redshifts photométriques Perspectives

3 Accélération de l’expansion de l’Univers SN Ia ne suivent pas la loi de Hubble, Riess 1999 Saul Perlmutter, Physics Today 2003

4 Accélération de l’expansion de l’Univers: Les divers scenarios

5 Abandon de la relativité générale

6 Accélération de l’expansion de l’Univers: Les divers scenarios Abandon de la relativité générale Modification de la relativité générale

7 Accélération de l’expansion de l’Univers: Les divers scenarios Abandon de la relativité générale Modification de la relativité générale Nouvelle forme de matière

8 Accélération de l’expansion de l’Univers: Les divers scenarios Abandon de la relativité générale Modification de la relativité générale Nouvelle forme de matière Constante cosmologique Besoin de l’observation

9 Présentation du télescope LSST: Large Synoptic Survey Telescope 8.4m de diamètre au Chili

10 Présentation du télescope LSST 3.5 degrés carrés de champ de vue (15 fois la Lune). Couvre 20 000 degrés carrés, ~1 000 fois en 10 ans

11 Présentation du télescope LSST ~ 3 tonnes au centre du télescope 1.6 metres de diamètre, 3 mètres de long Correcteur de champs  3 lentilles Carrousel de filtres Plan focal:  189 CCD de science (réparties en 21 rafts) soit 3.2 Gpx de 10µm.  Refroidit à -100°C par un cryostat.

12 Présentation du télescope LSST Photométrie dans 6 bandes entre 300 et 1100 nm

13 Objectifs de LSST Etude du système solaire. Astrophysique des objets variables. Structure de la Voie Lactée. Matière noire. Energie noire:  Supernovae (250 000 Type Ia/an)  Cisaillement gravitationnel  Amas de galaxies.  BAO (baryonic acoustic oscillations)

14 Etalonnage de la caméra Camera Calibration Optical Bench (CCOB) Banc d’étalonnage pour:  Première lumière de la caméra.  Validation du design de la caméra.  Mesurer la réponse relative du plan focal. Deux modes opératoires principaux:  Faisceau large  Faisceau fin

15 Design du CCOB

16 Mode faisceau large BUT: Mesure de la réponse relative du plan focal à 0.25% sur 1° (9 CCD) et 0.5% sur tout le plan focal NECESSITE: Connaître le profil du faisceau à 0.1%. Maintenir la température à 0.1°C. PROTOCOLE: Balayage de la caméra par un faisceau de 1cm de diamètre. Chaque pixel voit un échantillon différent du profile du faisceau

17 Mode faisceau large Première mesure de la stabilité de la lampe Pour différentes intensités, sur 2min: 0.02% Stabilité journalière: 0.2%

18 Mode faisceau large: Effets à considérer Altération du faisceau par : Correcteur de champ (lentilles) Comment: Images fantômes (reflets) dépendent de la position du faisceau par rapport au centre de la caméra. Réflexion

19 Mode faisceau fin BUT: Evaluer les défauts d’alignement des lentilles et du filtres par rapport au plan focal avec une précision de 20µm et 10µrad. Mesurer les coefficients de transmission des lentilles à 1% près. PROTOCOLE: Échantillonnage de la caméra avec un faisceau de 1mm de diamètre. Différents angles, différentes positions et différentes longueurs d’ondes (Δλ~1nm). Comparaison des images fantômes avec un modèle.

20 Mode faisceau fin Images fantômes Zoom sur l’image principal Plan focal Simulation réalisé par Sylvain Baumont Avec ZEMAX

21 CCOB: Perspectives Des mesures de stabilité du faisceau lumineux ont commencé et devraient confirmer notre design préliminaire. Intégration dans le Camera Control System (logiciel gérant la caméra) pour que le CCOB fasse partie intégrante de la caméra.

22 Oscillations Acoustiques de Baryons. Empreinte laissé par les ondes acoustiques du plasma primordial dans la distribution spatiale des galaxies. Mises en évidence en 2005 par Eisenstein avec le SDSS en étudiant les galaxies rouges lumineuses. Constitue une ‘règle standard’ de 150 Mpc (1 degrée dans le CMB) aujourd’hui. Sonde l’évolution cosmologique

23 BAO: un aperçu Animation réalisé par Eisenstein, prise sur: http://cmb.as.arizona.edu/~eisenste/acousticpeak/

24 BAO: un aperçu Animation réalisé par Eisenstein, prise sur: http://cmb.as.arizona.edu/~eisenste/acousticpeak/

25 BAO: Le spectre de puissance de la matière Fonction de corrélation: probabilité de trouver une galaxie voisine à une certaine distance. Eisenstein et al, 2005Blake and Glazebrook, 2003 Echelle des BAO Δχ = 150 Mpc ~ k = 1/(150 Mpc) (h ≈ 0.7)

26 BAO: les observables On mesure Δθ(z): Distance de diamètre angulaire: H dépend du contenu énergétique de l’Univers et donc de l’équation d’état de l’énergie noire P/ρ = w_Λ Echelle des BAO Δχ: distance comobile

27 BAO: Simulation Déterminer la précision avec laquelle l’échelle des BAO, et les paramètres d’énergie noire seront mesurés avec LSST Principe:  Spectre de la matière à différents redshifts.  Génération de surdensités dans un cube convertit en nombre de galaxies.  Assigne des propriétés aux galaxies: Spectre, Magnitude absolue.  Catalogue de galaxies observés par LSST pour 100 visites: u g r i z y + σ u σ g σ r σ i σ z σ y.  Redshift photométrique.  Reconstruction du spectre de la matière pour chaque redshift.  Extraction de l’échelle de BAO en fonction du redshift et l’incertitude associée, et enfin w et Δw.

28 BAO: Catalogue simulé de galaxies observées. Type de spectre (parmi 60).

29 BAO: Catalogue simulé de galaxies observées. Type de spectre (parmi 60). Extinction par la poussière E(B-V): excès de couleur

30 BAO: Catalogue simulé de galaxies observées. Type de spectre (parmi 60). Extinction par la poussière E(B-V): excès de couleur Calcul de flux à travers les filtres en fonction du redshift. Incertitudes de mesures. Seuils de détection.

31 BAO: Redshifts photométriques A quelle spectre, redshift, excès de couleur, et magnitude absolue, les flux dans les 6 bandes de LSST correspondent-ils?  Type: spectre parmi 6 représentatifs.  E(B-V): excés de couleur.  A: normalisation (luminosité intrinsèque de la galaxie ou magnitude absolue).  z_phot : redshift photométrique. Un a prioris peut être ajouté.

32 BAO: Redshifts photométriques 2 à 3 % de redshifts catastrophiques

33 BAO: Redshifts photométriques Les redshifts catastrophiques dégradent fortement l’estimation du signal BAO.  Inévitable car la reconstruction est intrinsèquement dégénérée. La sélection d’un échantillon de galaxies pourrait en supprimer une partie:  Les galaxies identifiées comme étant de type elliptiques présentent peu de redshifts catastrophiques.  Garder les galaxies les plus lumineuses. La méthode de reconstruction des redshifts est actuellement testée sur des données du CFHTLS combinés à des relevés spectroscopiques.

34 BAO: Implications sur la reconstruction du spectre de puissance Sur une petite simulation de 5Gpc 3 avec z entre 0.7 et 1.4, 2.6 10 7 galaxies, pour 100 visites: 3% de précision sur l’échelle BAO 16% sur le paramètre w Devrait passer à 3% avec des simulations plus réalistes

35 Perspectives Simuler un catalogue représentatif des futures observations de LSST. Impacte de l’étalonnage photométrique de LSST. Impacte de la sélection d’un échantillon de galaxies. Faire une analyse combinée avec les données simulées de Planck et des supernovae:  Précision sur la reconstruction des paramètres cosmologiques.