LSST, de l*instrument aux oscillations acoustiques de baryons

LSST, de l’instrument aux
oscillations acoustiques de baryons
ALEXIA GORECKI
JEUDI 6 MAI 2010
LPSC
SÉMINAIRE DES DOCTORANTS
Plan
 L’ accélération de l’expansion de l’Univers
 Le télescope LSST
 Présentation
 Objectifs
 Etalonnage de sa caméra
 Les oscillations acoustiques de baryons
 Qu’est ce que c’est?
 La simulation
 Les redshifts photométriques
 Perspectives
Accélération de l’expansion de l’Univers
 SN Ia ne suivent pas la loi de Hubble, Riess 1999
Saul Perlmutter, Physics Today 2003
Accélération de l’expansion de l’Univers:
Les divers scenarios
Accélération de l’expansion de l’Univers:
Les divers scenarios
 Abandon de la relativité générale
Accélération de l’expansion de l’Univers:
Les divers scenarios
 Abandon de la relativité générale
 Modification de la relativité générale
Accélération de l’expansion de l’Univers:
Les divers scenarios
 Abandon de la relativité générale
 Modification de la relativité générale
 Nouvelle forme de matière
Accélération de l’expansion de l’Univers:
Les divers scenarios
 Abandon de la relativité générale
 Modification de la relativité générale
 Nouvelle forme de matière
 Constante cosmologique
Besoin de l’observation
Présentation du télescope LSST:
Large Synoptic Survey Telescope
 8.4m de diamètre au Chili
Présentation du télescope LSST
 3.5 degrés carrés de champ de vue (15 fois la Lune).
 Couvre 20 000 degrés carrés, ~1 000 fois en 10 ans
Présentation du télescope LSST
 ~ 3 tonnes au centre du
télescope
 1.6 metres de diamètre, 3
mètres de long
 Correcteur de champs

3 lentilles
 Carrousel de filtres
 Plan focal:
 189 CCD de science
(réparties en 21 rafts) soit 3.2
Gpx de 10µm.
 Refroidit à -100°C par un
cryostat.
Présentation du télescope LSST
 Photométrie dans 6 bandes entre 300 et 1100 nm
Objectifs de LSST
 Etude du système solaire.
 Astrophysique des objets variables.
 Structure de la Voie Lactée.
 Matière noire.
 Energie noire:
 Supernovae (250 000 Type Ia/an)
 Cisaillement gravitationnel
 Amas de galaxies.
 BAO (baryonic acoustic oscillations)
Etalonnage de la caméra
Camera Calibration Optical Bench (CCOB)
 Banc d’étalonnage pour:
 Première lumière de la caméra.
 Validation du design de la caméra.
 Mesurer la réponse relative du plan focal.
 Deux modes opératoires principaux:
 Faisceau large
 Faisceau fin
Design du CCOB
Mode faisceau large
BUT:
 Mesure de la réponse relative du plan focal à 0.25%
sur 1° (9 CCD) et 0.5% sur tout le plan focal
PROTOCOLE:
 Balayage de la caméra par un faisceau de 1cm de
diamètre.
 Chaque pixel voit un échantillon différent du profile du
faisceau
NECESSITE:
• Connaître le profil du faisceau à 0.1%.
• Maintenir la température à 0.1°C.
Première mesure de la stabilité de la lampe
 Pour différentes intensités, sur 2min: 0.02%
 Stabilité journalière: 0.2%
Mode faisceau large: Effets à considérer
Altération du faisceau par :
 Correcteur de champ
(lentilles)
Comment:
 Images fantômes
(reflets) dépendent de la
position du faisceau par
rapport au centre de la
caméra.
 Réflexion
Mode faisceau fin
BUT:
 Evaluer les défauts d’alignement des lentilles et du filtres
par rapport au plan focal avec une précision de 20µm et
10µrad.
 Mesurer les coefficients de transmission des lentilles à 1%
près.
PROTOCOLE:
 Échantillonnage de la caméra avec un faisceau de 1mm de
diamètre.
 Différents angles, différentes positions et différentes
longueurs d’ondes (Δλ~1nm).
 Comparaison des images fantômes avec un modèle.
Mode faisceau fin
Images fantômes
 Plan focal
 Zoom sur l’image
principal
Simulation réalisé par Sylvain Baumont
Avec ZEMAX
CCOB: Perspectives
 Des mesures de stabilité du faisceau lumineux ont
commencé et devraient confirmer notre design
préliminaire.
 Intégration dans le Camera Control System (logiciel
gérant la caméra) pour que le CCOB fasse partie
intégrante de la caméra.
Oscillations Acoustiques de Baryons.
 Empreinte laissé par les ondes acoustiques du
plasma primordial dans la distribution spatiale des
galaxies.
 Mises en évidence en 2005 par Eisenstein avec le
SDSS en étudiant les galaxies rouges lumineuses.
 Constitue une ‘règle standard’ de 150 Mpc (1 degrée
dans le CMB) aujourd’hui.
Sonde l’évolution cosmologique
BAO: un aperçu
Animation réalisé par Eisenstein, prise sur:
http://cmb.as.arizona.edu/~eisenste/acousticpeak/
BAO: un aperçu
Animation réalisé par Eisenstein, prise sur:
http://cmb.as.arizona.edu/~eisenste/acousticpeak/
BAO: Le spectre de puissance de la matière
 Fonction de corrélation: probabilité de trouver une
galaxie voisine à une certaine distance.
Echelle des BAO Δχ = 150 Mpc
~ k = 1/(150 Mpc) (h ≈ 0.7)
Eisenstein et al, 2005
Blake and Glazebrook, 2003
BAO: les observables
 Echelle des BAO Δχ:
distance comobile
 On mesure Δθ(z):
 Distance de diamètre
angulaire:
 H dépend du contenu
énergétique de l’Univers et
donc de l’équation d’état de
l’énergie noire P/ρ = w_Λ
BAO: Simulation
 Déterminer la précision avec laquelle l’échelle des BAO,
et les paramètres d’énergie noire seront mesurés avec
LSST
 Principe:







Spectre de la matière à différents redshifts.
Génération de surdensités dans un cube convertit en nombre de
galaxies.
Assigne des propriétés aux galaxies: Spectre, Magnitude absolue.
Catalogue de galaxies observés par LSST pour 100 visites: u g r i z y +
σ u σg σr σi σz σy .
Redshift photométrique.
Reconstruction du spectre de la matière pour chaque redshift.
Extraction de l’échelle de BAO en fonction du redshift et
l’incertitude associée, et enfin w et Δw.
BAO: Catalogue simulé de galaxies observées.
 Type de spectre (parmi 60).
BAO: Catalogue simulé de galaxies observées.
 Type de spectre (parmi 60).
 Extinction par la poussière E(B-V): excès de couleur
BAO: Catalogue simulé de galaxies observées.
 Type de spectre (parmi 60).
 Extinction par la poussière E(B-V): excès de couleur
 Calcul de flux à travers les filtres en fonction du
redshift.
 Incertitudes
de mesures.
 Seuils de détection.
BAO: Redshifts photométriques
 A quelle spectre, redshift, excès de couleur, et
magnitude absolue, les flux dans les 6 bandes de
LSST correspondent-ils?




Type: spectre parmi 6 représentatifs.
E(B-V): excés de couleur.
A: normalisation (luminosité intrinsèque de la galaxie ou
magnitude absolue).
z_phot : redshift photométrique.
 Un a prioris peut être ajouté.
BAO: Redshifts photométriques
2 à 3 % de redshifts
catastrophiques
BAO: Redshifts photométriques
 Les redshifts catastrophiques dégradent fortement
l’estimation du signal BAO.

Inévitable car la reconstruction est intrinsèquement dégénérée.
 La sélection d’un échantillon de galaxies pourrait en
supprimer une partie:


Les galaxies identifiées comme étant de type elliptiques présentent
peu de redshifts catastrophiques.
Garder les galaxies les plus lumineuses.
 La méthode de reconstruction des redshifts est
actuellement testée sur des données du CFHTLS
combinés à des relevés spectroscopiques.
BAO: Implications sur la reconstruction du
spectre de puissance
 Sur une petite simulation de 5Gpc3 avec z entre 0.7 et
1.4, 2.6 107 galaxies, pour 100 visites:
3% de précision sur l’échelle
BAO
16% sur le paramètre w
Devrait passer à 3% avec des
simulations plus réalistes
Perspectives
 Simuler un catalogue représentatif des futures
observations de LSST.
 Impacte de l’étalonnage photométrique de LSST.
 Impacte de la sélection d’un échantillon de galaxies.
 Faire une analyse combinée avec les données
simulées de Planck et des supernovae:

Précision sur la reconstruction des paramètres cosmologiques.