La mission B-Pol « a Class M space mission aimed at detecting the primordial gravitational waves generated during inflation » LOI: De Bernardis, Bouchet,

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1 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

2 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

3 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

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

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

6 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)

7 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 ~ est assez générique (contraint une classe intéressante) (Boyle, Steinhardt, Turok - astroph/ )

8 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)

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

10 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)

11 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

12 Stratégie en terme de sensibilité
Case: if r = T/S > 10-2 (Einf > GeV) CT > CL at l <~ 100 slope nT “easy” to measure if r = T/S > 10-4 (Einf > 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

13 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 S/N >1 r 10-1 10-2 10-3 10-4

14 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)

15 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)

16 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

17 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

18 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…

19 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”

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