doc - SuperNova Acceleration Probe SATellite

PROPOSITION DE RECHERCHE
SCIENTIFIQUE SPATIALE
I. RENSEIGNEMENTS GENERAUX
DISCIPLINE : Connaissance de l’Univers
INTITULE DU PROJET :
SNAP (SuperNovae Acceleration Probe)
INDIQUER A QUEL TYPE D'ACTIVITES SE RATTACHE LA
PROPOSITION:
Recherche technologique amont
Etude préparatoire
Développement instrumental
Projet de micro ou mini satellite
Expérience suborbitale
Modélisation ou simulation sol
Exploitation de données
Autre (à préciser)
RESPONSABLE SCIENTIFIQUE :
Nom, Prénom : Pain Reynald
Téléphone : 01 44 27 72 53
Télécopie : 01 44 27 46 38
e-mail : [email protected]
Adresse : LPNHE, Univ. Paris VI et VII, 4 pl Jussieu 75252 Paris cedex 05
Date :
Signature :
Nom du Laboratoire ou de l’Organisme : CNRS / IN2P3 / LPNHE
Forme juridique :
Date :
Visa du Directeur de Laboratoire ou d'Organisme :
1
A. CO-PROPOSANTS :
Nom, Prénom : Malina Roger
Téléphone : 0491055980
Télécopie : 0491661855
e-mail : [email protected]
Adresse : LAM, traverse du siphon – Les 3 Lucs – 13376 Marseille Cedex 12
Date :
Signature :
Nom du Laboratoire ou de l’Organisme :
Forme juridique :
Date :
d'Organisme :
Visa du Directeur de Laboratoire ou
B. COLLABORATION SNAP-FRANCE :
Liste des instituts et chercheurs actuellement impliqués (voir aussi dernière page) :
- IN2P3/LPNHE1
Contact : R. Pain
Equipe scientifique : P. Astier, E. Barrelet , D. Hardin, J.-M. Levy,
K.Schahmanèche, A. Sécroun
2
- IN2P3/IPNL
Contact : G. Smadja
Equipe scientifique : P. Antilogus, Y. Copin
- IN2P3/CPPM3*
Contact : A. Ealet
Equipe scientifique : S. Basa , A. Bonissent , D. Fouchez , A. Tilquin
- CEA/SPP4
Contact : J. Rich
- INSU/LAM5
Contact : R. Malina
Equipe scientifique : V. Le Brun, O. Le Fèvre, A. Mazure
- INSU/CRAL6
Contact : R. Bacon
Equipe Scientifique : E. Pécontal
2
C. CHERCHEURS ASSOCIES:
Liste - non exhaustive - des chercheurs associés:
C. Balland (INSU/IAS7), E. Bertin (INSU/IAP8), F. Bernardeau (CEA/SPhT9), A. Blanchard
(INSU/OMP10), M. Cassé (INSU/IAP8), M. Crézé (UBS11), J.-P. Kneib (INSU/OMP10), J.-F.
Leborgne (INSU/OMP10), Y.Mellier (INSU/IAP8), R. Mochkovitch (INSU/IAP8), M. Mouchet
(INSU/LAEC12), R. Pello (INSU/OMP10), G. Soucail (INSU/OMP10), L. Tresse (INSU/LAM5), M.
Treyer (INSU/LAM5), S. Turck-Chièze (CEA/SAP13), J.-P. Uzan (Univ PXI/LPT14), L. van
Waerbeke (INSU/IAP8).
1 – Laboratoire de Physique Nucléaire et des Hautes Energies, Universités Paris VI et VII
2 – Institut de Physique Nucléaire Lyon, Université Lyon I, Villeurbanne
3 – Centre de Physique des Particules de Marseille, Université Aix Marseille, Luminy
4 – Service de Physique des Particules, Saclay
5 – Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Université Aix Marseille
6 – Centre de Recherche Astronomique Lyon, Université Lyon I, Saint-Genis Laval.
7 – Institut d’Astrophysique Spatiale, Université Paris XI, Orsay
8 – Institut d’Astrophysique de Paris, Paris
9 – Service de Physique Théorique, Saclay
10 – Observatoire Midi Pyrénées, Toulouse
11 – Université de Bretagne Sud, Vannes
12 – Laboratoire d’Astrophysique Extragalactique et Cosmologie, Université Paris VII, Meudon
13 – Service d’AstroPhysique, Saclay
14 – Laboratoire de Physique Théorique, Université Paris XI, Orsay
* sous reserve d’une approbation du conseil scientifique
I.
RENSEIGNEMENTS GENERAUX
1
3
DISCIPLINE : CONNAISSANCE DE L’UNIVERS
INTITULE DU PROJET :
INDIQUER A QUEL TYPE D'ACTIVITES SE RATTACHE LA PROPOSITION:
RESPONSABLE SCIENTIFIQUE :
A.
CO-PROPOSANTS :
B.
COLLABORATION SNAP-FRANCE :
C.
CHERCHEURS ASSOCIES:
1
1
1
1
2
2
3
II.
FICHE DE SYNTHESE DU PROJET
5
III.
OBJECTIFS SCIENTIFIQUES
6
IV.
SITUATION ACTUELLE DU THEME DE RECHERCHE ET DU PROJET
7
A.
B.
B.1.
B.2.
B.3.
C.
D.
D.1.
D.2.
D.3.
D.4.
E.
E.1.
E.2.
E.3.
E.4.
E.5.
LES SUPERNOVAE COMME CHANDELLES STANDARD
PERSPECTIVES SCIENTIFIQUES CONJOINTES
Les lentilles gravitationnelles
Les sondages ultra-profonds
thèmes astrophysiques
ENVIRONNEMENT NATIONAL ET INTERNATIONAL
DESCRIPTION GENERALE DE SNAP
Le télescope
L'imageur
Le spectrographe
Le traitement et l’accès aux données
DESCRIPTIONS DES CONTRIBUTIONS FRANCAISES
Les contributions de l’année 2001
Le spectrographe
L’électronique de lecture
Conception et réalisation de l’environnement software
contributions possibles sur des elements clefs
7
9
9
11
11
12
13
13
14
17
17
18
18
18
25
26
27
V.
CALENDRIER DU PROJET
28
VI.
ESTIMATION DES MOYENS NECESSAIRES
29
4
II. FICHE DE SYNTHESE DU PROJET
Résumé des objectifs scientifiques du projet :
Le projet de satellite SNAP (SuperNovae Acceleration Probe) est destiné à la mesure
photométrique et spectroscopique précise d’un échantillon de plusieurs milliers de supernovae de
type Ia (SN Ia) en vue de déterminer les paramètres cosmologiques qui gouvernent l’expansion
de l’Univers et l’équation d’état du fluide cosmique. L’échantillon ainsi constitué permettra, en
particulier, de mesurer M (densité de matière ) et  (densité d’énergie noire) avec une
précision respective de 0.02 et 0.05. Il deviendra possible de discriminer les différentes
hypothèses concernant l’énergie noire (constante cosmologique, champ scalaire, défauts
topologiques,…) en mesurant, avec une précision de 0.05 dans le cas d’un univers plat, le
paramètre w =p/ où p et  sont la pression et la densité de cette énergie noire.
Un tel ensemble instrumental, avec un champ de 1°, 400 fois plus grand que celui de HST,
100 fois plus sensible (sur des poses cumulées), et avec une résolution angulaire de 0.1 , ouvre
aussi des perspectives uniques pour tout un ensemble d’autres thèmes scientifiques : lentilles
gravitationnelles, sondages ultra profonds des grandes structures,
sursauts gamma,
mouvements propres, supernovae de type II (SN II), hypernovae, quasars, etc…
La contribution française actuellement prévue pour ce projet implique des activités
scientifiques et techniques significatives (traitement des données, spectrographe, électronique).
Une extension de cette contribution à des éléments majeurs de SNAP est à l’étude.
Programme des travaux (avec mention des étapes clés du projet) :
Contribution au programme scientifique de SNAP ( à partir de 2001)
Contributions au software ( à partir de 2002, simulation et traitement des images)
Définition finale des spécifications du spectrographe(fin 2001)
Fin d’étude phase A du spectrographe (fin 2002)
Etude du télescope (optique, mécanique) selon contribution française
Etude infrastructure satellite selon contribution française
Collaborations éventuelles :
Le projet a été initié par le groupe de LBNL (Université de BERKELEY, USA) dirigé par
Saul Perlmutter. La collaboration actuelle comprend une cinquantaine de chercheurs, et va
croître. Elle s’appuie sur une large communauté scientifique.
Etats-Unis : 8 laboratoires soutenus par le DOE et la NSF, menés par le LBNL, des
négociations sont en cours avec d’autres laboratoires, et la NASA.
France : IN2P3 ( CPPM**, IPNL, LPNHE), INSU (CRAL, LAM), DAPNIA (CEA)
Autres pays : Royaume-Uni, Suède, Portugal, Espagne (négociations en cours)
Evaluation des moyens nécessaires :
Plusieurs types de contributions à SNAP sont envisagés pour 2002 et 2003:
-Missions science et instrumentation
50 keuros
-Etude du spectrographe équipement
40 keuros
Les sommes nécessaires à plus long terme ne peuvent être indiquées à ce stade. Le coût
total du projet SNAP est estimé de l’ordre de 350 Meuros
**
sous réserve de l’approbation du laboratoire.
5
III.
OBJECTIFS SCIENTIFIQUES
Objectifs : La Cosmologie Observationnelle actuelle connaît un
nouvel essor en
combinant concepts et outils de l’Astrophysique et de la Physique des Particules. L’un des
résultats les plus surprenants est la découverte que loin de décélérer, l’expansion de l’Univers
serait aujourd’hui dans une phase d’accélération. Ce résultat, obtenu par l’observation de
supernovae (SN), semble corroboré par des mesures complémentaires (densité des amas de
galaxies sensibles à la densité de matière M, fluctuations du corps noir cosmologique sensible
à la courbure). La Relativité Générale conçoit une accélération de l’univers sous l’action d’une
nouvelle forme d’énergie (énergie noire), similaire à l’énergie du vide de la physique des
particules. Ce terme peut être constant (constante cosmologique) ou évolutif dans le temps sous
forme de nouveau champ scalaire fondamental (quintessence). Les premières mesures estiment
la densité « d’énergie noire »,  autour de 0.7 et la densité de matière M autour de 0.3. Dans
les modèles évoqués, l’énergie noire est régie par une équation d’état w=p/ qui conduit à une
pression négative. La valeur de w varie selon les modèles et une dépendance en fonction du
décalage spectral z est prédite. Une mesure précise de ces paramètres permettra donc de
déterminer la nature de cette nouvelle forme d’énergie avec des conséquences profondes pour
notre connaissance fondamentale de l’Univers et de ses lois.
Le projet SNAP vise à accumuler un échantillon de plusieurs milliers de SN Ia de
manière à déterminer avec précision M,  , à mesurer l’équation d’état de l’énergie noire, et à
contrôler l’interprétation des mesures. Les performances uniques de l’instrument en imagerie
permettront également des avancées majeures dans un grand nombre d’autres thèmes
scientifiques (en particulier les phénomènes de lentilles gravitationnelles et les sondages ultraprofonds de l’Univers).
Moyens : Les SN Ia peuvent être utilisées pour mesurer les paramètres cosmologiques
car elles constituent une classe d’objets très homogènes. La dispersion des luminosités est
faible, et les variations observées peuvent être corrélées avec d’autres observables. La
luminosité ainsi corrigée conduit à une précision voisine de 5 % sur la mesure des distances
relatives permettant de construire le diagramme de Hubble de ces objets, de mesurer l’expansion
de l’Univers et donc les paramètres cosmologiques. Un tel diagramme permet de séparer les
différentes contributions à la densité totale: la densité de masse M, et la densité d’énergie noire
 (constante cosmologique ou autre forme dite ”d’énergie” noire).
Les résultats obtenus en 1998 à partir de quelques dizaines de supernovae de type Ia,
ont montré que nous vivions dans un Univers en expansion accélérée, dominé par une
composante énergétique ayant une pression négative. Ces mesures ne permettent cependant
pas de quantifier les densités individuelles M, et  qui conditionnent la géométrie de l’univers.
L’expérience que nous proposons permettra de collecter un nombre très important de SN Ia dans
un domaine de décalages vers le rouge suffisamment grand (0.1<z<1.7) pour mesurer ces
quantités avec une grande précision. Les données actuelles ne permettent pas non plus de
déterminer la nature de cette composante d’énergie noire. Les hypothèses d’une énergie du vide,
de défauts topologiques ou de la présence d’un champ scalaire inconnu jusqu’à présent doivent
être confrontées aux mesures. SNAP permettra de mesurer le paramètre w de l’équation d’état
avec une précision de 0.05 dans le cas d’un Univers plat et de contraindre une dépendance
éventuelle en décalage vers le rouge. Aucune autre méthode aujourd’hui proposée pour la
mesure de w ne permet d’atteindre ces précisions. Les précisions attendues sur les autres
paramètres cosmologiques sont du même ordre de grandeur et parfois meilleures que celles
dérivées des études sur les structures à grande échelle ou du rayonnement à 3 degrés K. La
comparaison des valeurs obtenues par ces méthodes avec celles provenant des SN Ia
constituera un test important de la validité des modèles cosmologiques.
Un certain nombre d’effets systématiques comme une éventuelle évolution des SN ou la
présence de poussière grise doivent être quantifiés et précisément contrôlés. Le contrôle de ces
effets systématiques demande des précisions accrues sur les mesures effectuées et a conduit
au projet expérimental décrit dans cette proposition.
6
IV. SITUATION ACTUELLE DU THEME DE RECHERCHE ET DU PROJET
A. LES SUPERNOVAE COMME CHANDELLES STANDARD
Les supernovae de type Ia sont
parmi les objets les plus brillants de
notre Univers et leur population est très
homogène, tant par leur spectre
optique que par leur luminosité
intrinsèque. La dispersion de leur
luminosité est corrigée en construisant
leur courbe de lumière obtenue par une
mesure de leur luminosité à intervalle
régulier (fixée à 4 jours dans le projet
SNAP) et en ajustant une courbe de
référence fonction des caractéristiques
de l’explosion, telles le temps de
montée, la dilatation temporelle ou
« stretch »,
le
plateau
en
fin
d’explosion. Ces paramètres, corrélés à
la luminosité intrinsèque de chaque
supernova, permettent de préciser la
magnitude effective à mieux que 0.1.
La magnitude mesurée est directement
reliée aux paramètres cosmologiques
via la distance lumineuse:
m  M  5 log 10 DL M ,  X , w0 , w1, z 
où m est la magnitude apparente, DL la
distance lumineuse indépendante de
H0
et
M un paramètre de
normalisation
qui
contient
la
magnitude absolue des supernovae et
le terme en H0.
Figure 1: Diagramme de Hubble
Les mesures de la magnitude et du décalage spectral permettent de construire le
diagramme de Hubble (Fig 1) sur lequel un ajustement de la magnitude effective est réalisé en
fonction des paramètres cosmologiques M (densité de matière), X (densité d’énergie noire), w0
et w1 (paramètres de l’équation d’état w= p/ = w0+w1 z).
Dans le cas le plus général la distance lumineuse s’écrit :
DL 
1 z
k
S

k I

ou


 z'
1  wz ' ' 
3
 X  1  z '2  k 
I    1  z '  M  exp  3 d z ' '



1  z' ' 
0
 0

et
 sin x   k  0

S x    x
k  0
sinh x    0
k

z
1 / 2
dz '
Dans le cas d’un Univers à constante cosmologique ( w0=-1, w1=0, X = ) le diagramme
de Hubble fait apparaître trois zones : la zone à faible décalage spectral (z<0.1) qui ne dépend
7
que de la luminosité intrinsèque des supernovae et de la constante de Hubble et qui permet de
fixer le paramètre de normalisation M, la zone à
décalage spectral intermédiaire (z~0.3-0.8) sensible
principalement à la densité d’énergie noire et donc à
l’accélération de notre Univers, et enfin la zone à grand
décalage spectral (z>1.2) sensible à la décélération
liée à la densité de matière dominante à cette époque
lointaine.
L’importance des grands décalages
spectraux est donc fondamentale puisqu’ils permettent
de mesurer les différentes phases d’évolution de notre
Univers. Les précisions attendues pour une année de
SNAP avec 2000 supernovae de type Ia jusqu’a des
décalages spectraux de 1.7 sont de 0.02 pour M et
0.05 pour  (fig 2).
La nature de l’énergie noire sera déterminée en
ajustant simultanément les paramètres fondamentaux
M et w sur le diagramme de Hubble dans l’hypothèse
d’un Univers plat. L’erreur statistique attendue sur le
paramètre d’état w après une année de SNAP est de
0.05, ce qui permettra de distinguer entre les différents
modèles théoriques (fig.3). Comme précédemment, la
détermination de l’évolution éventuelle du paramètre
d’état avec le décalage spectral nécessite d’atteindre
des supernovae lointaines.
Figure 2: Contour des résultats M , 
Figure 3: Contour des résultats M ,w
8
B. PERSPECTIVES SCIENTIFIQUES CONJOINTES
Les capacités d’imagerie de SNAP dans le visible et dans l’infrarouge, avec un champ près
de 400 fois supérieur à celui de HST (WFPC2 ou ACS) et une qualité d’image exceptionnelle,
compétitives vis à vis des meilleurs imageurs au sol, en feront un outil exceptionnel pour une
grande variété de mesures de cosmologie observationnelle et d’astrophysique.
Aussi bien pour les effets de lentille (fortes ou faibles ) que pour les sondages ultraprofonds, aucun programme de ce type n'est envisagé dans le cadre de projets spatiaux futurs,
ce qui place SNAP en position unique.
B.1.
LES LENTILLES GRAVITATIONNELLES
a) LENTILLES FAIBLES
L'observation de la matière noire par les effets de lentilles gravitationnelles faibles a
récemment ouvert une nouvelle dimension à la cosmologie observationnelle : voilà à peine deux
ans que plusieurs équipes dans le monde (IAP, CITA, MPA, IfA, IOA, Bell labs) l’ont observé.
Les inhomogénéités de la distribution de matière confinée dans les filaments, amas et groupes
de galaxies situés à za = 0.3-1 induisent une distorsion elliptique des galaxies situées à l’arrière
plan. Cette ellipticité varie de 10-2 à 10-3 selon l’échelle angulaire considérée. Ce moyen
d'observation était déjà depuis plusieurs dizaines d'années envisagé comme le seul outil
permettant de voir directement la distribution de matière dans l'Univers, pour résoudre quelques
unes des énigmes associées à la présence de matière noire.
Le relevé proposé ici, dans le cadre de la mission SNAP, sera une contribution qui ira bien
au-delà des relevés qui vont être fait à l'aide de télescopes au sol dans les années à venir. Par
ailleurs, aucun programme de ce type n'est envisagé dans le cadre de projets spatiaux futurs, ce
qui place SNAP en excellente position. Le gain sera à la fois au niveau de la couverture du ciel,
de la profondeur d'Univers sondée, de la qualité d'image et du vaste domaine de longueur d'onde
sondée et échantillonné par une série de 11 filtres.
L’équipe de l’IAP a largement contribué aux premières mesures d'effet de lentilles
gravitationnelles faibles à l'aide du Télescope Canada-France-Hawaii (TCFH), ce qui place la
France pour le moment en position de leader mondial dans ce domaine. L'impact scientifique à
long terme de ces résultats est cependant limité car la brillance du fond de ciel au sol est très
élevée, la qualité d'image est sérieusement
affectée par la dispersion atmosphérique
(>0.7 arcsec) et la réalisation d'un projet de relevé couvrant plusieurs centaines de degrés carrés
nécessite l’accès au télescope pendant plusieurs mois. L'accroissement de la zone observée est
indispensable pour éliminer les variations statistiques intrinsèques de la région d'Univers
observée.
Les résultats obtenus jusqu'à présent par les différentes équipes proviennent de relevés
couvrant seulement quelques degrés carrés, avec une profondeur en bande I de l'ordre de
mI=24, ce qui correspond à un redshift moyen z=0.8. Ces études ont permis de démontrer la
réalité de l'effet de lentille gravitationnelle faible prédit depuis 20 ans, la faisabilité de sa mesure,
et d'obtenir les premières contraintes sur les propriétés de la distribution de matière noire à
grande échelle. La prochaine étape est la réalisation d'un grand relevé avec le TCFH (projet
appelé CFHLS pour CFH Legacy-Survey), un survey dédié au programme de mesure des effets
de lentilles gravitationnelles, qui commencera au deuxième semestre 2002 et se déroulera sur 5
ans, en collaboration avec les Canadiens. 200 degrés carrés seront observés en quatre couleurs
Cependant, compte tenu des limitations intrinsèques imposées par les observations au sol
nous serons dans l'incapacité de mesurer un signal cosmologique à des échelles supérieures à 2
degrés, et la couverture du ciel, bien qu'importante, reste largement insuffisante pour voir la
signature d'une 'nouvelle physique'. Au-delà, la mise en place d'un grand relevé spatial, tel que
SNAP, dédié à la mesure des effets de lentilles gravitationnelles, va bouleverser notre
9
connaissance de la matière noire, avec des conséquences attendues jusqu'en physique
fondamentale.
Nous partons de l'hypothèse que 20% du temps d'observation sur 2 ans pourrait être
consacré à ce projet. Une magnitude limite de mI=26 (c'est à dire un redshift moyen d'environ
1.3) correspond à une couverture du ciel de 1200 degrés carrés pour chaque couleur avec une
profondeur limite 2 magnitudes plus faible que le CFHLS. Une telle couverture du ciel avec une
qualité d'image parfaite, avec de surcroît le très bon échantillonnage des couleurs jusqu'à
l'infrarouge (1700 nm) permettant une analyse multi-plan des lentilles et des sources avec une
précision en décalage spectral d’environ 0.1, conduira à des avancées décisives dans les
domaines suivants :
- La mesure du spectre de masse jusqu'à des échelles angulaires de 30 degrés et son
évolution en redshift. Cette mesure permettra de rejeter avec certitude un grand
nombre de candidats de matière noire. La valeur de la densité de matière M sera
déterminée à une précision de 0.1 avec un millier d’amas.
- Test de la théorie gravitationnelle standard (relativité générale), tant du point de vue
des petites échelles que des très grandes échelles (présence de perturbations
tensorielles le long de la ligne de visée).
- Test de l'hypothèse du champ de quintessence (présence d'un champ scalaire
primordial dont le niveau d'énergie du vide pourrait expliquer la constante
cosmologique).
- L'utilisation conjointe des cartes de température de PLANCK avec la distribution de
matière noire donnée par SNAP permettra de lever les dégénérescences intrinsèques à
la mesure de certains paramètres cosmologiques.
Les avancées attendues auront un impact en cosmologie avec des conséquences
attendues jusqu'en physique fondamentale et relativité générale (test de l’hypothèse du champ
de quintessence, contraintes sur la nature des perturbations métriques de l'espace-temps…).
b) LENTILLES PAR LES AMAS
La découverte des arcs géants au centre des amas à la fin des années 80 a profondément
marqué la cosmologie observationnelle. En effet, la masse importante des amas de galaxies (les
systèmes gravitationnels liés les plus massifs de l'Univers) déforme localement l'espace-temps,
et les galaxies d'arrière-plan vues au travers de l'amas apparaissent déformées par la présence
de matière. L'étude des ces distorsions fortes renseigne donc directement sur la distribution de
masse projetée de l'amas sans avoir à faire des hypothèses sur l'état dynamique de ces
systèmes.
L'observation des amas de galaxies par le HST a permis de faire un pas de géant dans la
compréhension de leur distribution de masse grâce à la haute résolution spatiale (0.12 arcsec)
qui permet de caractériser en détail la forme des images des galaxies lointaines déformées.
Cependant, son champ de vue très limité n'a guère permis d'étendre les mesures de masse
jusqu'au rayon du Viriel de manière systématique sur un grand échantillon d'amas. Seules des
caméras au sol telles que les caméras CFH12k ou MEGACAM au CFHT permettent d'établir des
cartes de masse des amas. Cependant, la moins bonne résolution spatiale (au mieux 0.6 arcsec
en moyenne) des observations au sol laisse encore une grande incertitude sur la détermination
de la masse totale.
SNAP par ses caractéristiques (image grand champ et haute résolution spatiale) permettra
de reconstruire précisément la distribution de masse depuis l'échelle des galaxies jusqu'aux
régions périphériques. Les cartes de masse ainsi obtenues, pourront être comparées aux
observations X permettant de déterminer l'état dynamique des amas, et de dévoiler l'historique
de leur évolution. Il sera aussi possible d'étudier les galaxies les plus lointaines de notre univers,
au travers de ces télescopes naturels. En particulier, au travers des amas les plus massifs des
SN a très grands redshift pourraient être observées plus facilement que dans le champ.
10
B.2.
LES SONDAGES ULTRA-PROFONDS
La question de la formation et de l’évolution des galaxies et des grandes structures de
l’univers devrait aussi subir une révolution par l’obtention de sondages ultra-profonds sur de très
grands champs, (400 fois celui du HST). En effet la stratégie d’observation des supernovae
impose de revenir un grand nombre de fois sur le même champ et permettra, par l’addition des
poses successives, d’obtenir des images d’une profondeur sans précédent (I = 32, 100 fois plus
profond que HST), avec une excellente résolution angulaire (0.1). Le champ le plus profond à ce
jour, le Hubble Deep Field (HDF), a montré que la densité de galaxies à une magnitude de I=28.5
est de 600000/°². Le domaine I = 30-32, qui sera atteint par SNAP, encore inexploré, fournira les
images de plusieurs millions de galaxies très lointaines.
Le HDF a montré une forte évolution de la morphologie des galaxies avec le temps, mais
sur un échantillon trop restreint pour être statistiquement significatif. Pour quantifier de façon
fiable cette évolution, en fonction du décalage spectral, des types de galaxie, de l’environnement,
et de la luminosité, il faut un minimum de 7 105 galaxies. SNAP sera à même de permettre cette
étude, tout en offrant l’accès aux très grandes échelles de la distribution de matière dans
l’Univers, soit 50 à 100 Mpc. Un tel échantillon devrait permettre peut-être de déterminer
l’époque de la formation des galaxies sphéroïdes et elliptiques. Grâce à la haute résolution
spatiale, SNAP donnera accès aux paramètres morphologiques (rayon, orientation, rapport
disque sur bulbe, profil, asymétrie, compacité, …), et permettra d’en étudier l’évolution.
La haute résolution spatiale des images permettra via les effets de lentille gravitationnelle
de reconstruire la fonction de masse des galaxies et évaluer leur taux d’accrétion, la
comparaison des fonctions de masse et de luminosité galactiques reflétant le taux de formation
stellaire.
La profondeur des échantillons rendra possible, de façon unique, l’étude des propriétés de
regroupement (ou d’agrégation) des galaxies en fonction du temps, à des échelles très
importantes (50 Mpc à z=1). Grâce à la taille de l’échantillon, on pourra faire cette étude en
« différentiel », c’est à dire en fonction par exemple du type morphologique et de la luminosité.
Enfin grâce aux images individuelles des galaxies et à leur excellente résolution angulaire
et au grands champs couvrant des régions de l’univers de densités différentes, il deviendra
possible de déterminer précisément l’influence de l’environnement sur l’ensemble de l’histoire
des galaxies.
B.3.
THEMES ASTROPHYSIQUES
a) LES HYPERNOVAE
Les hypernovae, explosions très violentes d’étoiles massives (1052 ergs) se caractérisent
par de très fortes luminosités, comparables à celles des SN Ia, et des courbes de lumière dont la
décroissance est dominée par la désintégration du 56Co en 56Fe.
SNAP sera capable de détecter les hypernovae à très grandes distances, de mesurer leur
taux en fonction du décalage spectral, et grâce à sa sensibilité dans le rouge, de suivre la courbe
de lumière pendant plusieurs mois. Ces informations devraient permettre d’estimer la variation du
taux de formation des étoiles les plus massives ainsi que la production de Fer en fonction de leur
masse.
b) LES SURSAUTS GAMMA
A la suite de la découverte de l’émission optique accompagnant les sursauts gamma grâce
aux localisations précises obtenues par le satellite Beppo-Sax, la décroissance de ces
« afterglow » a pu être suivie depuis le domaine X jusqu’en radio. Quelle que soit la longueur
d’onde, les afterglows déclinent en loi de puissance ( tx ) avec x voisin de 1. Dans certains cas,
une cassure se produit après quelques jours, x passant alors à une valeur proche de 2.
La plupart des modèles prédisent que le cône d’émission du rayonnement doit s’ouvrir
dans la période de décroissance, et que des signaux d’afterglows orphelins (sans sursaut
gamma associé) devraient être observables. Un instrument disposant d’un grand champ, d’un
11
temps d’observation long, d’un bruit faible et d’une bonne sensibilité dans l’infrarouge, tel SNAP,
sera parfaitement adapté pour faire ces mesures.
c) LES MICROLENTILLES
Les expériences au sol MACHO et EROS ont trouvé quelques événements qui pourraient
être dus à un effet de microlentille dans le halo galactique ou le nuage de Magellan. SNAP
pourrait observer 250 événements de microlentille gravitationnelle par an avec 5 heures
d’observation tous les 4 jours. Il y aurait suffisamment de cas où la déformation de la courbe de
lumière permettrait d’attribuer les événements au halo ou au LMC, et de fournir ainsi une mesure
finale de la composante naine brune du halo.
d) LA FORMATION DES ETOILES
Grâce à la combinaison de l’imagerie profonde des galaxies faibles par le HST et du
sondage spectroscopique au sol, on a pu dresser un schéma d’évolution de l’univers dans lequel
la formation cosmiques d’étoiles (TFCE) se serait produite à un décalage spectral z  1–2. Ce
résultat est cependant obtenu à partir du domaine UV , et reste incertain à cause des effets de
poussière qui réemettent dans l’IR la lumière absorbée à ces longueurs d’onde. Les mesures de
fond diffus dans l’IR lointain par DIRBE et FIRAS( sur le satellite COBE) montrent qu’une fraction
importante de l’énergie émise est absorbée par les poussières, et la correction qui en résulte sur
le TFCE est mal connue.
L’évolution du taux de SN observées par SNAP en fonction de z peut être utilisée comme
un test indépendant
 Les SN II déterminent le taux instantané, leurs progéniteurs massifs ayant une
durée de vie courte.
 Les SN Ia issues de vieilles étoiles retracent l’évolution du TFCE.
Une mesure précise du taux de SN Ia à grand décalage ( z 1) fournit des contraintes sur
la nature et le taux de formation de leurs progéniteurs.
e) LES MOUVEMENTS PROPRES
La population des sources stellaires de masse faible est encore mal connue, ainsi que sa
contribution à la masse galactique totale. Elle pourrait représenter quelques pour cent de la
masse sombre de la galaxie. Par le champ qu’il couvre, le diamètre de son télescope, la durée
cumulée des expositions, et le fond très faible, SNAP est bien adapté à la découverte de sources
faibles, telles les naines blanches lointaines. La distribution des vitesses de ces vieilles
populations serait élucidée.
C. ENVIRONNEMENT NATIONAL ET INTERNATIONAL
Un programme d’étude des propriétés des SN comme chandelles standard est en
préparation (Nearby Supernova Factory, http://snfactory.in2p3.fr). Ce programme est
complémentaire et préparatoire à SNAP car il conduira à une meilleure compréhension des
incertitudes systématiques liées à l’utilisation des SN comme chandelles standard, en particulier
celles liées à l’évolution.
D’autres programmes au sol sont en cours de définition utilisant des télescopes à grand
champ tels le CFHT (4 mètres, champ de 1 degré carré, démarrage 2002), VISTA ( mètres,
champ de 2.25 degrés carrés, démarrage 2004) ou le LSST (6.5 mètres effectif, champ de 7
degrés carrés, demarrage 2006 ). Ces observations auront la capacité de découvrir et de suivre
un grand nombre d’objets variables. Elles apporteront des mesures de bonnes qualités pour les
SN situées à des décalages spectraux intermédiaires (z<0.8) mais seront soumises aux aléas
liés aux observations au sol (résolution limitée, météo), très pénalisante dans le cas des
supernovae.
Le NGST, télescope embarqué (6.5m, champ de 0.004 degré, 2008-2010) donnera des
mesures photométriques de grande précision, y compris dans les très grands décalages
12
spectraux. En raison de son champ trop faible, il n’est cependant pas adapté à la recherche ni
au suivi de nombreux objets variables. Son spectrographe intégral de champ pourrait néanmoins
être utilisé pour les objets les plus lointains (z>1.7) qui seront détectés mais non suivi par SNAP.
SNAP avec une qualité d’image de 0.1 ‘’ sur un champ de 1°, avec une possibilité de suivi
permanente sur un vaste domaine spectral, permettant d’observer des SN à grands z et enfin
avec des capacités de suivi spectroscopique immédiate reste l’outil unique pour mener à terme
ce programme.
D. DESCRIPTION GENERALE DE SNAP
Figure 4: Vue d’artiste de l’appareillage SNAP
Le satellite SNAP comprend trois éléments : le télescope, l’imageur, et le spectrographe.
Les objectifs scientifiques précédemment décrits imposent pour chacun des performances
spécifiques. Le télescope a une résolution spatiale optimale pour observer les supernovae au
sein de leur galaxie hôte. L'imageur, avec des champs larges de 1 degré, permet des mesures
photométriques d’une précision de l’ordre du % dans plusieurs couleurs. Le spectrographe est
destiné à l’identification des SN Ia, à la mesure du décalage vers le rouge de la galaxie hôte et à
la détection de divers effets pouvant affecter la luminosité. C’est également un outil clef pour
mettre en évidence une évolution éventuelle.La vue d’ensemble du satellite est montrée sur la
figure 1. On voit les trois miroirs, et la boîte contenant le spectrographe sous le miroir primaire.
Le plan de détecteurs, masqué, se trouve dans la partie inférieure, adossé au radiateur. Celui-ci
doit permettre un réglage passif de la température.
D.1.
LE TELESCOPE
Le télescope repose sur le principe d’un anastigmate à trois miroirs représenté sur la figure
1. Un quatrième miroir de repliement permet de renvoyer la lumière sur le détecteur.
13
Les spécifications générales sont :
-Le champ angulaire
Pour atteindre un taux de découverte de supernovae de plusieurs milliers par an, le
champ du télescope doit être d’au moins 1 degré carré.
-Le flux de photons
La précision photométrique visée est de l’ordre de 1 %. Un diamètre de 2m assure
des temps de pose inférieurs à 30 mn pour les SN Ia les plus lointaines,
correspondant à une magnitude limite de 30 dans la bande Z.
-La résolution angulaire
Pour séparer convenablement la supernova du fond de la galaxie hôte, la tache de
diffraction et la taille des pixels doivent être de l'ordre de 0.1 ".
Une particularité de ce système optique est que l’image est annulaire, avec un diamètre
externe de 52 cm, et un diamètre interne de 23.8 cm. L’optimisation optique permet de maintenir
la tache d’astigmatisme à un rayon (rms) inférieur à 0.03 sur l’ensemble du champ.
Les spécifications de l’instrument peuvent être résumées dans le tableau suivant :
Champ de vue
1.26°  1.26°
Limite de diffraction
0.1" (plage visible)
Magnitude limite
30 (bande Z)
Le miroir primaire
=2m
Le miroir secondaire
 = 0.48 m
Le miroir tertiaire
 = 0.7 m
hyperbolique
ellipsoïde
plan
Le miroir de repliement
La distance focale
d = 21 m
Diamètre externe image focale
 = 0.52 m
Diamètre interne image focale
 = 0.238 m
L’échelle angulaire plan focal
100 m/arcseconde
La tache ponctuelle moyenne
 = 3 m
D.2.
parabolique
L'IMAGEUR
Il est composé de détecteurs optimisés dans les différentes gammes spectrales.
Les spécifications à remplir sont:
-La plage de sensibilité
La plage doit s’étendre de 350 nm à 1700 nm compte tenu du spectre émis et de la
gamme de décalage spectral.
-Les filtres
Un filtre est associé à chacun des détecteurs du plan focal destinés aux mesures
photométriques dans les bandes visibles ou IR. Ils accompagneront le décalage spectral
14
z de la supernova. Les surfaces relatives aux différents filtres sont optimisées en fonction
des statistiques souhaitées aux différentes valeurs de z. Les opérations mécaniques de
changement de filtres sont ainsi remplacées par un balayage spatial. Ce système
améliore la fiabilité de l’ensemble par suppression des éléments mobiles.
Figure 5:Le télescope à 3 miroirs (+1)
Le plan de détecteurs est constitué de CCD, qui couvrent la gamme de longueur d’onde de
350 à 1000 nm, et de détecteurs pixels HgCdTe pour couvrir la gamme infrarouge dont la
sensibilité est ajustée pour assurer une efficacité de 65 % entre 900 et 1700 nm. Chaque
détecteur est pourvu d’un filtre individuel choisi dans la gamme appropriée.
Les CCD LBNL
L'efficacité des CCD mis au point par LBNL est supérieure à 85% dans la plage de
longueurs d’onde supérieures à 700 nm. C’est une zone clef pour les supernovae situées à des
décalages spectraux de l’ordre de z = 1. A l’encontre des CCD amincis usuels, ils sont obtenus
à partir d’un substrat de type N, avec une couche p en surface. La résistivité intrinsèque du
substrat est de 10k-cm, l’épaisseur photosensible est de 300 m, et l’éclairage se fait par
l’arrière à travers une fenêtre transparente. Leur épaisseur évite l’apparition de franges, mais
elle accroît leur sensibilité aux rayons cosmiques, et impose une limitation de chaque pose à
quelques minutes.
15
Figure 6: Le plan focal et ses détecteurs
Les pixels HgCdTe
La technologie des pixels HgCdTe est en évolution, et concerne aussi bien leur taille que
la plage de longueur d’ondes. L’industrie produit maintenant des détecteurs de 2k 2k, et leur
gamme de sensibilité peut être étendue de manière à couvrir la plage de 400 nm à 1700 nm.
Nombre total de pixels
Pixels CCD
Taille pixels
Nombre de détecteur
Nombre de Pixels /CCD
Efficacité quantique 400-800nm
Efficacité quantique 900 nm
Bruit de lecture
Courant obscurité
Température de fct
Plage spectrale
Filtres
Pixels HgCdTe
Taille pixels
Nombre de détecteurs
Nombre de Pixels / HgCdTe
Efficacité quantique 400-1700nm
Bruit de lecture
Courant obscurité
Température de fct
Plage spectrale
Filtres
environ 1 milliard
10.5 micron ( 0.1)
132
3k  3k
> 85 %
92 %
4 e0.08 e-/mn/pixel
150 ° K
350-1000 nm
8 filtres visibles
18 microns ( 0.17)
25
2k  2k
> 65 %
6 e2 e-/mn/pixel
130 ° K
900-1700 nm
3 filtres IR
16
D.3.
LE SPECTROGRAPHE
Le spectrographe est un instrument à mode intégral de champ réalisé en France. Son
angle d’ouverture est optimisé pour couvrir la supernova accompagnée de sa galaxie hôte. Les
autres spécifications seront détaillées dans la partie IV-D-2.
On ne donnera ici que ses caractéristiques générales:
Champ de Vue
Résolution Spatiale
Domaine spectral
Résolution Spectrale
D.4.
2.16x2.16 arcsec
0.12 arcsec
0.35 – 1.7µm
80-600
LE TRAITEMENT ET L’ACCES AUX DONNEES
La réussite de SNAP dépendra également de la mise au point de logiciels performants
permettant de traiter en temps utile les importants volumes de données mis en jeu. Nous devrons
être en mesure d’identifier rapidement les explosions de supernovae, et disposer d’une chaîne
complète d’analyse et de simulation.
Traitement des données
Une image représente typiquement un volume de 2 Gigaoctets. L’ensemble des images (1
image par champ et par filtre tous les 4 jours en moyenne) enregistrées pendant 3 semaines
représente un volume de 2 Teraoctets environ. Les opérations usuelles auprès des télescopes
telles réduction et soustraction d’images, devront être effectuées en phase avec le flux des
données, ce qui impose des contraintes strictes sur la qualité des logiciels mis en œuvre dans
cette étape.
L’importance de l’échantillon expérimental (2000 SN Ia par an) ainsi que le faible niveau
visé pour les erreurs systématiques imposent de disposer avant le démarrage de logiciels
permettant de simuler les données provenant de supernova ainsi que la réponse instrumentale
de chaque élément de l’appareillage, du télescope au spectromètre. Le format des données
simulées devra être similaire à celui des données réelles, afin de nous permettre d’utiliser la
même chaîne de traitement.
Accès aux données
SNAP prévoit de mettre à disposition de la communauté des chercheurs un volume
important de données de la meilleure qualité possible. Cela implique un investissement important
de la part des membres de la collaboration afin de définir puis de mettre en œuvre les moyens
techniques appropriés.
17
E. DESCRIPTIONS DES CONTRIBUTIONS FRANCAISES
E.1.
LES CONTRIBUTIONS DE L’ANNEE 2001
Atelier SNAP
L’atelier SNAP (Mars 2001, LPNHE (Paris 6-7) ) a permis d’examiner quelques-unes unes
de ces autres voies de recherche. Les présentations ont porté sur les sujets suivants :
-
Lentilles gravitationnelles (J.-P. Kneib, Y. Mellier et L. Van Waerbeke)
Hypernovae (M. Cassé)
Supernovae de type II (L. Vigroux)
Modèles de supernovae (S. Turck –Chieze)
Microlentilles (J. Rich)
Distribution d’âges stellaires (R. Sadat)
Mouvements propres (M. Crezé)
Sursauts gammas (R. Mochkovitch)
Distributions des galaxies (O. Le Fevre, V. Le Brun)
Quasars ( P. Petitjean) et AGN (E. Giraud)
Ces interventions ont permis de lier des contacts et des collaborations entre les
astronomes et les physiciens, ce qui se continuera dans le futur.
Simulation et études de physique
Nous avons mis au point au cours de l’année 2001 un ensemble de logiciels permettant
une simulation simplifiée du flux et du spectre des photons détectés dans SNAP ainsi que des
différents instruments : télescope, imageur et spectrographe. La simulation comprend la mesure
photométrique, l’ajustement des courbes de lumière ainsi que la détermination des paramètres
cosmologiques et de leurs erreurs. L’outil permet l’optimisation d’une stratégie d’observation
tenant compte de contraintes expérimentales données : temps total d’observation, résolution en
magnitude pour chaque décalage spectral, dégradations occasionnelles dues au mauvais temps
ou à la pleine lune.
Ces logiciels nous ont permis d’évaluer l’intérêt de la mission SNAP par rapport à
l’utilisation de télescopes au sol. Les résultats ont été joints à la demande de financement
présentée au CNES pour l’année 2001. Nous avons poursuivi ces travaux en collaboration avec
nos collègues de Berkeley, afin de mieux comprendre comment le dispositif expérimental peut
être adapté aux objectifs scientifiques de SNAP. Les résultats de ces travaux ont été inclus dans
le
« Yellow
Report »
sur
la
physique
et
l’intérêt
technique
de
SNAP
(http://snap.lbl.gov/internal/yellowbook.html). Les chercheurs Français sont signataires ou cosignataires de 4 chapitres de ce document. Des études sur les paramètres cosmologiques w0 et
w1 ont aussi été menées donnant lieu à deux articles publiés sur ce sujet dans Phys. Lett B. et
sur astro-ph.
E.2.
LE SPECTROGRAPHE
Actuellement, la fourniture du spectrographe est la contribution française la mieux définie.
Elle s’appuie sur un fort savoir-faire technologique du Laboratoire d’Astronomie de Marseille dans
la conception de spectrographes intégral de champ (ex : VIRMOS, NGST) et dans la réalisation
d’instruments astronomiques spatiaux. La coordination scientifique sera assurée par le CPPM.
Les spécifications scientifiques seront finalisées pour la fin de l’année 2001. Un concept
d’instrument est en cours de développement.
18
a) LES SPECIFICATIONS SCIENTIFIQUES :
Les supernovae utilisées en cosmologie doivent être sélectionnées dans le type Ia de
référence, et leur décalage spectral établi avec une précision meilleure que le pour cent. Ces
objectifs sont facilement atteints grâce à un spectrographe à champ intégral. Les spectres
permettent d'identifier les supernovae d'une part et de mesurer leur décalage spectral d'autre
part. Ils contribuent aussi à la maîtrise des effets systématiques, en particulier ceux liés à
l'évolution des supernovae.
Identification et classification
La figure 1 représente un spectre standard de supernova de type Ia pris au maximum de
luminosité dans lequel on voit apparaître des raies de Silicium et Soufre dans la région 0.4-0.6
m. Une identification précise de la raie Si 6355 est la méthode la plus sûre d'identification
mais les raies à plus basses longueurs d'onde, en particulier la structure en 'W' du soufre, sont
aussi caractéristiques des type Ia. Pour atteindre des décalages spectraux de lordre de 1.7, le
spectrographe doit identifier ces marqueurs jusquà des longueurs donde de 1.7 m. La mesure
de la seule raie de Si 6355, large de plus de 20 nm, ne demande pas une résolution spectrale R
(=) de plus de 100, d'autant plus que le flux des objets très lointains étant très faible, on a
intérêt à optimiser une résolution basse. Pour identifier sans erreurs les autres raies des
résolutions meilleures sont nécessaires. Des travaux de simulation en cours visent à optimiser
l’identification et à développer d'autres méthodes impliquant des tests statistiques et des
spectres de référence.
Certaines études physiques nécessitent une classification des supernovae en différents
types (types Ib, Ic et II). Ceux-ci sont caractérisés par des raies propres à leurs classes telles les
raies d'hélium pour les type Ib ou l'hydrogène pour les types II. Une classification précise des
supernovae de type Ib, Ic ou II est donc possible dans la même gamme spectrale. Les types Ic
ne satisfont aucun des critères précédents et doivent être rejetés par l'analyse spectrale. Une
identification par des patrons semble être intéressante.
Pour faire des tests quantitatifs la contribution spectrale de la galaxie doit être soustraite.
Le fait de disposer d’un spectrographe à champ intégral sera ici un avantage, la lumière
galactique étant contenue dans les pixels adjacents.
Etude de l'évolution des supernovae dans l'univers
Les erreurs systématiques sur la luminosité de chaque supernova doivent être contrôlées
à mieux que 2 % . La luminosité de chaque objet est ramenée à la luminosité standard par un
ensemble de facteurs correctifs tirés d'observations directes comme les corrections de stretch
(constante de temps) ou de couleur. Le niveau de précision actuel est de 15 %. Des observables
spectrales devraient permettre de corriger des effets physiques affectant la luminosité. Elles
pourraient être déterminées de façon empirique sur les données et utilisées comme termes
correctifs. La dispersion intrinsèque des sources pourra ainsi être réduite en utilisant l’information
spectrale.
19
Figure 7 : Spectre dune supernova de Type Ia au maximum de luminosité
L'effet systématique invoqué le plus fréquemment est l'évolution des supernovae avec la
distance. Les spectres permettent de contrôler et éventuellement de corriger une évolution
possible des conditions de l’explosion. Ces conditions peuvent varier pour diverses raisons, en
particulier avec l'environnement de la supernova. Cela sera étudié par avance avec le projet au
sol 'SNfactory' (http://snfactory.in2p3.fr). Ainsi, SNAP sera en mesure de corriger la luminosité
de chaque supernova de l'effet de l’environnement.
Un certain nombre d'observables spectrales utiles ont été identifiées à partir des modèles.
Estimateurs de luminosité
La luminosité d'une supernova est directement liée à l'énergie dégagée par l'explosion
thermonucléaire. Dans le cadre de certains modèles, les éléments qui apparaissent dans le
spectre sont directement corrélés à la quantité de 56Ni , donc à la luminosité. On peut ainsi relier
directement la luminosité au rapport des hauteurs de différentes raies de Silicium ou de Calcium.
La précision requise est de l'ordre de 4 à 15 % selon la raie. Cela impose des résolutions
spectrales de l’ordre de 200-300.
Vitesse
L'énergie cinétique totale de l'explosion est accessible via la vitesse de la matière éjectée.
Cette vitesse se mesure sur le profil de différentes raies spectrales. L'énergie cinétique totale
influence directement la forme de la courbe de lumière. Des études théoriques montrent qu'une
précision de l'ordre de 500 km/s devrait être suffisante. Elle nécessite néanmoins des résolutions
de l'ordre de 600.
Métallicité
La métallicité ( composition en éléments lourds) initiale peut aussi modifier le spectre mais
affecte uniquement sa partie UV. Celle-ci ne serait accessible qu'en étendant la couverture en
longueurs d'onde jusqu'à 0.28 m. La résolution n'est pas dans ce cas la contrainte majeure si
on cherche à détecter une modification générale du spectre sans étude précise des raies.
20
Mesure du décalage spectral vers le rouge (z)
La précision de la mesure finale dépend fortement de la précision sur le décalage
spectral, et une erreur relative meilleure que le pour cent est nécessaire. On peut utiliser soit le
spectre de la galaxie pris en même temps que celui de la supernova, soit celui de la supernova.
Pour utiliser le spectre de la galaxie, une résolution spectrale d'au moins 200 est
nécessaire. Il faut vérifier la possibilité de mesurer des galaxies lointaines en fonction du
décalage spectral et de leur position par rapport à la supernova. La possibilité de faire cette
mesure avec le spectre de la supernovae est également étudiée. La soustraction de la galaxie
sera alors primordiale.
Conclusions
Les différentes spécifications sont résumées dans la table suivante ainsi que celle qui sont
retenues actuellement.
Gamme en m
Résolution spectrale
Soustraction galactique
(X oui, - non)
SN Ia Identification
0.35-1.7
80
X
SN classification
0.35-1.7
100-200
XX
Indic. Luminosité
0.3-1.7
200
X
Vitesse
0.35-1.7
600
XX
Métallicité
0.2-1.7
300
-
Mesure de z
0.3-1.7
>200
-
Option retenue
0.35-0.7
80-600
SN évolution
Récapitulatifs des spécifications physiques pour le spectrographe
L'objectif primordial du spectrographe reste d’assurer une excellente identification des
supernovae de type Ia avec un télescope de 2m. C'est pourquoi le choix s'est porté sur un
spectrographe intégral de champ. Cette technique permet de résoudre de façon simple le
problème du pointage ainsi que d'avoir une mesure simultanée du spectre de la galaxie. Pour
les autres spécifications, des compromis sont encore à l'étude mais l'optimisation privilégiera un
instrument compact, léger, de large gamme spectrale avec la plus grande résolution spectrale
possible compte tenu des flux disponibles. Ce travail se poursuivra par une simulation détaillée
en liaison proche avec les développements techniques décrits ci-après.
b) LES CARACTERISTIQUES TECHNIQUES DU SPECTROGRAPHE
La réalisation de spectrographes à mode intégral de champ est maintenant courante sur
les télescopes au sol. Ce type d’instrumentation est directement applicable dans le cadre du
projet SNAP, non seulement dans l’étude des SNe, mais aussi des observations de détail de
cœurs de galaxies à distances intermédiaires.
Un spectrographe intégral de champ permet de subdiviser le plan focal, autour de l'objet à
étudier, en mini-fentes qui sont injectées dans le spectrographe, ce qui permet d'obtenir les
21
spectres de tous les éléments résolus d'une image contiguë. Ce type de spectrographe offre par
ailleurs trois avantages par rapport à un spectrographe classique à fente :
-acquisition du champ et stabilité de pointage nécessités par la résolution spatiale limitée
par la diffraction
-calibration absolue du flux, par rapport à un spectrographe classique à longue fente
-soustraction de la galaxie sous-jacente.
Un tel instrument peut se décrire en trois grands blocs :
1. L’optique de relais dont le rôle est de capturer l’image au plan focal du télescope pour la
transférer avec le bon grandissement dans le « disséqueur d’image ». Cette optique est
assez classique
2. Le « disséqueur d’image », c’est la partie la plus innovante de notre proposition
d’instrument. Cette partie consiste en une « mini-optique » de précision
3. Le spectrographe, cette partie est nettement plus classique.
L’optique de relais :
Cette optique est constituée de deux miroirs M1 et M2 (voir Figure 8).
Figure 8: Optique de relais
Le Disséqueur d’image :
On voit sur la Figure 9 comment une fente unique peut être reconstruite à partir des
éléments linéaires découpés par un ensemble de miroirs (slicer).
22
Slicer mirror
each slice sample
the field in thin slit,
and re-image the
pupil on a pupil
mirror
Image plane
Pupil mirror
Each pupil mirror
receives light from
one slice, and reimage the small
object slit on the
slit mirror
Pupil plane
Slit Mirror
Each slit mirror is
receiving light from
one pupil mirror,
and adapts the
pupil to the
spectrograph
entrance pupil
Image Plane
Beam Coming for the
telescope
Spectrograph
Figure 9: principe d'un image slicer
La Figure 10 montre un dessin des jeux de trois miroirs (slice, pupille, fente) qui permettent
de découper le champ et de le réorganiser en ligne, qui sert de fente d’entrée au spectrographe.
Figure 10: Layout du module intégral de champ (longueur 150mm)
Une action R&D conjointe du CRAL – Lyon et du LAM – Marseille est conduite pour le
développement de ce type de composants dans le cadre des projets NGST, VLT 2ieme
générations, et pour SNAP. Outre une demande de financement R&T pour 2002, ces projets sont
actuellement soutenus par l’ESO, et l’ESA.
Nous avons déjà prouvé la faisabilité de la fabrication de tranches individuelles en Zérodur
ainsi que leur empilage (voir Figure 11 ). Nous prévoyons de faire la démonstration de faisabilité
d’une ligne de miroirs pupilles d’ici Nov. 2001. Après cette étape, la faisabilité de chaque soussystème aura été démontrée. Nous souhaitons montrer la faisabilité globale courant 2002.
23
Surface Active
Empilage de
15 slices de 900µm
d’épaisseur
chacune
Figure 11: Prototype d'empilage
Le spectrographe :
La principale innovation dans ce type d’instrument est le module intégral de champ. Le
reste de l’instrument est un concept de spectrographe longue fente classique et ne présente pas
de difficulté particulière. La Figure 12 montre un agencement possible. Le collimateur et la
caméra sont tous les deux asphériques, ce qui permet de maintenir l’instrument dans un volume
très faible.
Figure 12: un concept de spectrographe (longueur 250mm)
La configuration actuelle comprend un prisme comme élément disperseur. Cette
caractéristique permet de couvrir un très large domaine de longueur d’onde en une pose. En
contrepartie, la résolution spectrale est moins facile à ajuster vis à vis des spécifications
scientifiques. La Figure 13 montre une courbe typique de résolution spectrale. Une adaptation
devra prendre en compte les spécifications scientifiques finales.
24
Resolution of a CAF2 prism versus Wavelength
700
600
500
400
300
200
100
0
0,35
0,55
0,75
0,95
1,15
1,35
1,55
Figure 13: Résolution spectrale en fonction de la longueur d'onde
Caractéristiques Générales :
Champ de Vue
2.16x2.16 arcsec
Résolution Spatiale
0.12 arcsec
Domaine spectral
0.35 – 1.7µm
Résolution Spectrale
80-600
Détecteur
HgCdTe (optimisé pour 0.4-1.7
µm , QE>65%)
Transmission
>30%
Volume global
0.027 m3
E.3.
L’ELECTRONIQUE DE LECTURE
L'ensemble de l’électronique de lecture doit être durci, et repose sur la conception de
plusieurs ASICS. La puissance consommée peut ainsi être maintenue à un niveau inférieur à
500 mW par CCD ou par détecteur HgCdTe.
a) LE CIRCUIT D’AMPLIFICATION
La gamme requise pour le circuit d’amplification de tête doit permettre de couvrir des
variations de flux s’étendant du bruit électronique de 4e à la charge associée à une supernova
proche ( z = 0.1) pour une pose de 100 à 200 secondes. La charge d’une pixel CCD peut
atteindre 100000 électrons. Le circuit adopté est un échantillonneur à soustraction corrélée qui
fonctionne en différentiel (CDS).
25
Bruit de lecture
Bruit d’amplification et de traitement
Gamme dynamique
Tenue aux radiations
4e à 100 kHz
1e
16 bits
10 krad, 2 107 MeV/g NIEL
Une première version de ce circuit a été réalisée en technologie DMILL et est en cours de tests
au LPNHE.
b) LE SCHEMA DE L’ACQUISITION
Le système d’acquisition est en cours de définition. Un circuit ASIC de séquence
engendrera les signaux de commande nécessaires à la lecture des détecteurs et à leur
numérisation. La chaîne de traitement nécessitera des processeurs durcis pour la gestion de la
mémoire locale ou seront stockées les données et des mémoires de stockage d’une capacité de
l’ordre de 50 Gbyte pour éviter toute réduction de données avant le transfert au sol.
L’ensemble ne devrait pas requérir une puissance instantanée supérieure à 250 W, avec
une puissance moyenne de 100 W. Trois stations réceptrices au sol permettent un transfert à un
taux instantané ne dépassant pas 3 Mbits/s.
Figure 14: schéma de l'acquisition
Deux ingénieurs du LPNHE participent aux études en cours centrées au LBNL.
E.4.
CONCEPTION ET REALISATION DE L’ENVIRONNEMENT SOFTWARE
L’environnement informatique de SNAP présente des similitudes avec les expériences
actuelles de physique des Particules et les grands surveys en Astronomie: volume important de
données, traitement en temps réel, complexité des logiciels. Notre savoir-faire nous place en
position favorable pour contribuer à cette étude, parallèlement aux réalisations techniques
décrites dans d’autres chapitres du présent document. A titre d’exemple, les logiciels de
traitement d’images développés au LPNHE jouissent d’une bonne réputation auprès de la
communauté SCP (Supernova Cosmology Project).
L’écriture des logiciels définitifs ne commencera pas avant l’approbation définitive du projet.
Par contre, la conception générale de l’ensemble est déjà en cours, afin de définir un cadre
général qui devrait servir pour le développement à plus court terme des outils nécessaires à la
26
définition précise des dispositifs expérimentaux. Nous comptons poursuivre ces activités dans les
années à venir, en particulier dans le cadre des études visant à optimiser l’adéquation du
spectromètre aux objectifs scientifiques.
A plus long terme, les groupes français souhaitent participer activement aux
développements dans les domaines suivants :
-
Architecture générale ;
Traitement d’images, photométrie, découverte des SN ;
Réduction et interprétation automatiques des spectres ;
Base de données ;
Logiciels de simulation ;
Environnement intégré d’analyse.
Notre contribution à l’écriture des logiciels est indispensable à une bonne compréhension
de la qualité des données dont nous disposerons. Elle nous permettra de participer efficacement
à l’analyse et à la publication des résultats. Il est indispensable que ce travail soit effectué en
coordination avec le reste de la collaboration SNAP.
E.5.
CONTRIBUTIONS POSSIBLES SUR DES ELEMENTS CLEFS
Des contacts préliminaires ont été pris qui permettent d'envisager d’importantes
contributions sur deux éléments clefs :
Le télescope :
Deux entreprises françaises ont exprimé leur intérêt à la suite
d’une consultation concernant la fabrication du télescope, en proposant des technologies
différentes (SiC et Zerodur allégé). Leur savoir-faire est reconnu, et le rôle de la partie
française dans ce domaine devra être prochainement défini.
La plateforme spatiale : La plateforme Proteus du satellite Corot pourrait servir
de base, après adaptation, au projet SNAP. Cette solution doit être évaluée de manière
approfondie avec la collaboration, et avec les équipes du CNES (puissance nécessaire,
précision de pointage).
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V. CALENDRIER DU PROJET
Le projet n’est pas encore approuvé en phase A aux Etats-Unis, compte tenu des
incertitudes sur les performances scientifiques de l’instrument et leur optimisation, des progrès
technologiques nécessaires (CCD), et de l’évolution en cours des contours de la collaboration.
Des revues fréquentes du DOE et de la NSF devraient aboutir à une décision portant sur la
Phase A en 2002. Quatre années sont prévues pour la construction. Le lancement aurait lieu au
plus tôt en 2008.
Le programme de la partie française s’articule à court terme sur des développements
ciblés : le spectrographe, les logiciels et l'électronique et sur l’évaluation de deux contributions
éventuelles plus lourdes relatives au télescope et à la plateforme spatiale.
Science
Les groupes français impliqués continueront les études portant sur les précisions attendues
pour la mesures des paramètres cosmologiques avec les SN Ia ainsi que les travaux
d’évaluations des potentialités de SNAP dans les autres thèmes scientifiques.
Spectrographe
Pour être en phase avec l'avancement du projet du coté américain, nous proposons un
schéma de planning comme suit:
Phase A: 2001-2002
Phase B: 2003
Phase C/D: 2004-2006
Livraison: 2007
Software
2002-2003
Réalisations d'une première version des programmes de simulation
et d'analyse(simulation spectro et simulation physique) et études
préliminaires sur la structure des logiciels (architecture, langage,
base de données)
2003-2006
Première version complète du software
2007-2008
Tests et dernières mises au point
Electronique
2001 Tests des prototypes et choix des technologies ASICS
2002 Second prototype CDS
2002-2003
Démonstrateur du système d’acquisition
Télescope
La contribution possible des deux entreprises françaises intéressées sera à définir au cours
de l’année 2002.
Plateforme
L’adaptation de la plateforme PROTEUS à SNAP sera évaluée dans le cadre de la
participation française au projet.
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VI. ESTIMATION DES MOYENS NECESSAIRES
Indiquer les ressources humaines et les supports techniques dont pourra bénéficier le projet.
Liste des membres de la collaboration SNAP-France:
LPNHE Paris :
Chercheurs (permanents): P. Astier, E. Barrelet, D. Hardin, J-M Levy, R. Pain (PI), K.
Schahmanèche. Chercheurs (non permanents) : A. Sécroun.
Ingénieurs : J-F Genat, R. Sefri, D. Vincent
IPN Lyon :
Chercheurs (permanents) : P. Antilogus, Y. Copin, G. Smadja.
Ingénieurs : C. Girerd
CPP Marseille :
Chercheurs (permanents) : S. Basa, A. Bonissent, A. Ealet (resp scient spectro), D.
Fouchez, A. Tilquin
CEA/DAPNIA Saclay :
Chercheurs (permanents) : J. Rich
CRA Lyon :
Chercheurs (permanents) : R. Bacon, E. Pécontal.
Ingénieurs : F. Henault
LA Marseille :
Chercheurs (permanents) : V. Le Brun, O. Le Fèvre, R. Malina, A. Mazure.
Ingénieurs : E. Prieto (Chef Projet Spectro) + 3 TBD
En France comme aux Etats-Unis, cette collaboration s’appuie sur une communauté
scientifique plus large intéressée par les potentialités de SNAP dans les divers thèmes
scientifiques comme par exemple pour les lentilles gravitationnelles faibles [F. Bernardeau
(CEA/SPhT), E. Bertin (IAP & Obs Paris), Y.Mellier (IAP et Obs Paris), J-P Uzan (LPT, Orsay). L.
van Waerbeke (IAP)], les lentilles gravitationnelles fortes [J.P. Kneib (OMP), R. Pello (OMP), G.
Soucail (OMP)], les sondages ultra-profonds [L. Tresse (LAM), M. Treyer (LAM)] et d’autres
thèmes discutés lors du premier atelier SNAP en Mars 2001 [environ 60 participants. (cf
http://snap.in2p3.fr). ]
Indiquer les concours non financiers attendus du CNES (ex : expertise technique, gestion de projet,
assurance qualité, moyens d’emport suborbitaux ou spatiaux, ou autre à préciser).
Demande d'expertise technique en particulier pour la plateforme, support général
d'assurance qualité pour le projet
Financement attendu du CNES :
Coût total du projet : 350 Meuros
Demande envisagée:
- Spectrographe 4 à 8 Meuros
- Télescope
20 à 50 Meuros
- Possibilité de la fourniture de la plateforme Proteus à chiffrer
Indiquer les sources de financement autres que le CNES dont pourra bénéficier le projet :
-
CNRS/IN2P3, CNRS/INSU, CEA/DAPNIA, Montants à préciser
-
Les laboratoires associés sont des UMR qui disposent d’un (modeste) soutien
universitaire.
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