Slides - indico in2p3

projetSynoptic
LSST
Le Le
Large
Survey Telescope
LSST
Wide, Deep, Fast…
Séminaire au LAPP – 21 juin 2013
Dominique Boutigny – CC-IN2P3
21 juin 2013
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21 juin 2013
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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)
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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
 …
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21 juin 2013
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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)
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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
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Supernovæ 1a
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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
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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
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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
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BAO
SDSS III / BOSS
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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
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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
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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
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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
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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
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Spectro ?
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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 !
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Le site de
construction
Cerro Pachón
2700 m
Seeing moyen : 0.67 arcsec
VLT site
Télescopes Gemini-sud
et SOAR
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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)
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Les miroirs
Substrat des miroirs primaire
et tertiaire
Substrat du miroir secondaire
24 tonnes de verre
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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
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Métrologie sur le miroir tertiaire
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Les miroirs
Substrat des miroirs primaire
et tertiaire
Substrat du miroir secondaire
24 tonnes de verre
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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
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Relative system throughput (%)
Redshifts
photométriques
𝜎𝑧
< 0.05
1+𝑧
Précision sur la magnitude absolue < 0.01
répétabilité < 0.0005
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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
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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
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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
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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
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http://kipac.stanford.edu/collab/research/highlights/tidbits2011/ImSim
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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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++
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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
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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
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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
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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 …
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