projetSynoptic LSST Le Le Large Survey Telescope LSST Wide, Deep, Fast… Séminaire au LAPP – 21 juin 2013 Dominique Boutigny – CC-IN2P3 21 juin 2013 1 21 juin 2013 2 Sonder l'univers à différentes époques / différentes échelles cosmologiques CMB informations extrêmement précises mais limitées pour un z donné (~1100) 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 ? inflation RD (radiation domination) MD (matter domination) LD (L domination) 21 juin 2013 3 Sonder l'univers à différentes époques / différentes échelles cosmologiques 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 Application numérique : z=3 D comobile : 21.2 Gly D luminosité : 85 Gly D angulaire : 5.3 Gly http://www.astro.ucla.edu/~wright/CosmoCalc.html Temps de propagation de la lumière : 11.7 Gyr Âge de l'univers au moment de l'émission : 2.1 Gyr 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 … 21 juin 2013 4 21 juin 2013 5 Équation d'état Caractériser l'énergie noire, revient à mesurer l'équation d'état : 𝑃𝑥 = 𝑤𝜌𝑥 𝜌 = 𝑎−3(1+𝑤) Matière non relativiste : w = 0 Radiation : w = 1/3 Constante cosmologique : w = -1 Quintessence : w = w(z) > -1 Énergie fantôme : w < -1 … 𝑤 𝑎 = 𝑤0 + 𝑤𝑎 (1 − 𝑎) 𝑎 𝑡 = 1/(1 + 𝑧) 21 juin 2013 6 Supernovæ 1a 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 21 juin 2013 7 Supernovæ 1a 21 juin 2013 8 15 ans après… Fit : LCDM - Flat 580 SN 1a passant les critères de qualité Union 2.1 compilation : http://supernova.lbl.gov/Union/ Suzuki et al, arXiv:1105.3470 21 juin 2013 9 Oscillations Acoustiques Baryoniques (BAO) Scénario : 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 21 juin 2013 10 BAO 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 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 21 juin 2013 11 BAO SDSS III / BOSS 21 juin 2013 12 BAO Fonction de corrélation à deux points "galaxie-galaxie" Signal mis en évidence pour la première fois par SDSS en 2005 SDSS-III / BOSS - Anderson et al - arXiv:1203.6594 264 283 galaxies 21 juin 2013 13 Cisaillement gravitationnel Mesure d'éllipticité Effet observable de manière statistique La lumière des galaxies situées sur une ligne de visée donnée subit les mêmes effets gravitationnels Mesure d'une fonction de corrélation à deux points en fonction d'une échelle angulaire et en fonction de z © Catherine Heymans - UBC 21 juin 2013 14 Cisaillement gravitationnel 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 21 juin 2013 15 Cisaillement gravitationnel 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) Hoekstra et al. 2002 – CFHT12K RCS survey 21 juin 2013 16 Bref … On voudrais un instrument capable de faire tout cela beaucoup mieux…. Identifier, relever la position, mesurer la forme du maximum de galaxies Très grand champ – Excellente résolution Faire des relevés très profond avoir accès à des z élevés Instrument très lumineux grand diamètre Identifier le maximum de phénomènes transitoires (supernovae ...) et les mesurer Prises de vue très rapides – Grand champ – Remesurer souvent les mêmes champs Mesurer le décalage vers le rouge (z) avec une précision suffisante 𝜎𝑧 < 0.05 1+𝑧 21 juin 2013 18 Spectro ? 21 juin 2013 19 Large Synoptic Survey Telescope Synoptique : "qui permet de saisir d'un coup d'œil les parties d'un ensemble" L'idée de LSST est d'observer l'univers visible aussi globalement que possible Observation systématique de tout ce qui est observable ! 21 juin 2013 20 Le site de construction Cerro Pachón 2700 m Seeing moyen : 0.67 arcsec VLT site Télescopes Gemini-sud et SOAR 21 juin 2013 21 Le télescope Diamètre 8.4 m Formule optique à 3 miroirs "Paul Baker" F/D = 1.23 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 2013 22 Les miroirs Substrat des miroirs primaire et tertiaire Substrat du miroir secondaire 24 tonnes de verre 21 juin 2013 23 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 24 Métrologie sur le miroir tertiaire 21 juin 2013 25 Les miroirs Substrat des miroirs primaire et tertiaire Substrat du miroir secondaire 24 tonnes de verre 21 juin 2013 26 La caméra Champ de vue : 9.6 deg2 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 189 plans de CCD (4k x 4k) assemblés dans 21 modules de 3x3 CCD 21 juin 2013 27 Relative system throughput (%) Redshifts photométriques 𝜎𝑧 < 0.05 1+𝑧 Précision sur la magnitude absolue < 0.01 répétabilité < 0.0005 21 juin 2013 28 Redshifts photométriques Domaine d'expertise des groupes français: arXiv:1301.3010v1 A. Gorecki et al. Fraction of 3σ outliers below 10% Bias, ez = (zphot-zspec)/(1+zspec) < 0.003 Uncertainties on σz must be known to better than 1%. Spécifications atteignables Domaine critique pour LSST beaucoup de travail en cours 21 juin 2013 29 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 Les images correspondants à une même zone du ciel sont additionnées co-addition 21 juin 2013 30 Les images Image simulée 16 Mpixels 1/189ème d'une pose complète de LSST 15 To de données chaque nuit Pré-traitement quasi en ligne des données Alertes générées en moins de 60s >1 000 000 d'alertes / 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 21 juin 2013 31 Simulateur d'images 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 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 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 21 juin 2013 32 http://kipac.stanford.edu/collab/research/highlights/tidbits2011/ImSim 21 juin 2013 33 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) 51ème état Ouverture à d'autres institution non US en 2021 (67 LOI reçues pour ~500 physiciens non US) 10 M$ / an Coût total : 1.25 G$ incluant 37 M$/an de fonctionnement sur 10 ans (large fraction pour le calcul) 27.5 M$ au budget US pour 2014 Contribution française en cash pour la construction : 6.5 M$ Des collaborations se forment pour exploiter les données : Dark Energy Science Collaboration (DESC) – Voir : http://arxiv.org/abs/1211.0310 21 juin 2013 34 Contributions française 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) 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 21 juin 2013 35 CC-IN2P3 NC SA Le NCSA et le CC se partageront le traitement des données – 50% - 50% Les données seront ensuite rééchangées de façon à ce que chaque site dispose d'un lot complet CC-IN2P3 : centre de données pour l'Europe important aussi pour Euclid 21 juin 2013 36 Contribution du CC au traitement de données Investissement matériel : ~1.5 M€ / an Il faudra également fournir des ressources pour l'exploitation des données de la Dark Energy Science Collaboration 21 juin 2013 37 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. 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" La table des "sources" contiendra 250 milliards de lignes après la première année et croitra jusqu'à 5000 milliards au bout de 10 ans 21 juin 2013 38 Bases de données Les tables dans la DB correspondent à un pavage géométrique du ciel observable 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 ! http://www.lsst.org/News/enews/data-searching-201210.html 21 juin 2013 39 Qserv: une base de donnée distribuée "shared nothing" Main developers : Daniel L. Wang (SLAC), Serge M. Monkewitz (IPAC), Kian‐Tat Lim (SLAC), Jacek Becla (SLAC), Douglas Smith (SLAC) MySQL n'est pas une techno obligatoire PetaSky 21 juin 2013 40 Code / algorithmes 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 D'une manière générale, l'architecture du code LSST est très bien faite : moderne et légère Python + C++ 21 juin 2013 41 Apport attendu de LSST Volume effectif couvert par LSST LSST va couvrir 20 000 degrés2 Et mesurera 40 à 50 galaxies / arcmin2 Pour comparaison le survey CFHTLenS (weak lensing) a couvert 154 degrés2 Avec 17 galaxies résolues / arcmin2 21 juin 2013 42 Apport attendu de LSST Supernovae 1a 107 détections en 10 ans (z < 0.8) 105 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 – H0 - m Linder 2012 : http://arxiv.org/pdf/1109.2592v2.pdf 21 juin 2013 43 Apport attendu de LSST BAO – Weak lensing Mesure de ~40-50 galaxies /arcminute2 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 21 juin 2013 44 Conclusion 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 La communauté IN2P3 est très active et très motivée … 21 juin 2013 45