Projets spatiaux pour l’exploration de la matière noire et de l’énergie noire
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15 Novembre 2004 Claire Juramy - LPNHE Paris
Projets spatiaux pour l’exploration de la matière noire et de l’énergie noire
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Introduction
• Paramètres cosmologiques• Approches et méthodes observationnelles• Projets spatiaux : SNAP/JDEM, DUNE• Electronique intégrée pour un grand imageur
spatial
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‘Paramètres cosmologiques’ Relativité Générale Hypothèse cosmologique : univers homogène,
isotrope Expansion de l’Univers (équation de Friedman) :
H : taux d’expansion (‘constante de Hubble’ H0 à t0) : constante cosmologiquek : courbure : -1 (ouvert), = 0 (plat), +1 (fermé)X : densités réduites (/ H0
2)
2
2
2
33
8
R
kG
R
RH M
kMtot 1kM 1
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Energie noireDeuxième équation de Friedman :
‘Equation d’état’ de l’énergie noire :
Densité :
• ‘Constante cosmologique’ : w = -1, w’(z) = 0• Champ scalaire dépendant du temps : w’(z) 0• Autres modèles : prédictions sur w et w’(z)
X
Xpw
)33(3
4XMXM pp
R
R
)1(3 wX R
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Distances et densités
• Décalage spectral z : 1 + z = obs / em = R0 / R
• Mesures de distance :
– Diamètre angulaire : dA = Dréel / app
– Mouvement propre : dM = vtransverse / ’app
– Distance de luminosité : dL = (Lréel/4Fmes)1/2
• Densité comobile d’objets
AML dzdzd 211
0)()(1
2
220
2
ksiddddddddH
ddV MMM
Mk
M
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Mesures cosmologiques • Sensibilité de dL(z) aux paramètres cosmologiques
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Outils d’exploration
• Supernovae de type Ia• Rayonnement de fond cosmologique (CMB)• Cisaillement gravitationnel (‘Cosmic Shear’ ou
‘Weak Lensing’)• Amas de galaxies (‘clusters’)• Oscillations baryoniques dans le spectre de
puissance des galaxies• …
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Supernovae de type Ia
• Très lumineuses, de durée limitée (2 mois)• Chandelles étalonnables : courbes de lumière,
relation luminosité réelle / temps de montée
• Décalage spectral z : spectrométrie, galaxie hôte Distance de luminosité : dL(z)
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Le CMB
• Rayonnement de fond cosmologique : 2.74 K• Anisotropies ~10-5 : inhomogénéités à la
recombinaison
(WMAP Science Team)
Couleurs : + 200 µK
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Le CMB
• Spectre de puissance des anisotropies
• Mesure de distance angulaire (‘pic acoustique’)
• Datation (z) par le refroidissement
Mesure de la courbure
WMAP (1 an d’intégration)
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Le CMB
• Autres paramètres : dégénérescences
• Prochaine génération de satellite : PLANCK
Hu et Dodelson (2002)
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Formation des structures
Simulation par Stéphane Colombi (IAP)
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‘Weak Lensing’• Mesure de la distorsion moyenne des galaxies
(grossissement et 2 paramètres de cisaillement)
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‘Weak Lensing’• Corrélation spatiale du cisaillement des images de
galaxies ‘spectre de puissance de la matière’
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‘Weak Lensing’• P(s) H04 M
2
• Autres paramètres : dépendance par les distances, modèle de croissance des structures
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Diagramme de concordance
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SNLS au CFHT• Durée prévue : 5 ans• CFHT : 3.6 m (1979)• Megacam (DAPNIA) : 1 deg2 ,
42 CCD 2k*4K, 328 Mpixel
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SNLS au CFHT• Exploration répétée sur 4 champs dans 5 filtres• Multiplexage : acquisition des courbes de lumière
en parallèle (au moins 5 SNe par image)
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SNLS : spectrométrie• Identification / Confirmation spectrométrique :
télescopes de 8 m à 10 m (VLT, Keck, …)
Type Ia, z = 0.93, VLT
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SNLS : résultats récents• Diagramme : 46 Supernovae de SNLS de z = 0.2 à
0.95 + Supernovae historiques de Calan/Tololo
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SNIFS : supernovae proches• Physique des supernovae
Ia, étude de la diversité• Mesures dans le flot de
Hubble à bas z (< 0.08)
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Projet spatial : Supernovae Ia• Décalages spectraux plus élevés pour w(z)• Augmenter la statistique • Contrôler les erreurs systématiques• Avoir un échantillon homogène
Problèmes au sol :• Variabilité • Absorption et émission dans l’infra-rouge• Résolution angulaire (PSF)• Suivi irrégulier (météo, Lune)
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Projet spatial : cisaillement
• Anisotropies de l’atmosphère• Photométrie visible et infra-rouge pour les mesures
de décalages spectraux• Homogénéité des données (spatiale et spectrale)
Keck / ESI : 3 poses de 5 min successives (avant et après correction)
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Chronologie récente• 2003 : SNAP (SuperNova / Acceleration Probe),
1ère priorité à 15 ans pour le DOE• Octobre 2003 : JDEM (Joint Dark Energy
Mission), 75% NASA - 25% DOE• Janvier 2004 : NASA : report des missions
‘Einstein Probes’ ‘au-delà de l’horizon budgétaire’ (5 ans)
• Mars 2004 : idée d’un imageur spatial à grand champ européen (prospective ESA 2015-2025)
• Octobre 2004 : début de phase 0 (pré-étude) de DUNE au CNES
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JDEM – DUNE
JDEM (option SNAP):• Science Definition
Team (US only), R&D (DOE)
• Budget : 1.2 G$• Miroir : 2.0 m
DUNE :• Phase 0 au CNES :
concept scientifique et faisabilité
• Budget : 0.3 G€• Miroir : 1.3 m
Programme scientifique : SNe Ia (>2000), Weak Lensing (>300 deg2), autres (SNe II, oscillations baryoniques), programmes invités nécessitant un imageur spatial à grand champ
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JDEM – DUNE : Concept
JDEM (option SNAP) DUNE
Miroir primaire 2.0 m 1.3 m
Imageur 0.7 deg2, 700 Mpixel 0.5 deg2
Couverture spectrale
350 nm – 1700 nm
9 bandes (6 visibles, 3 proche infra-rouge)
Spectroscopie Spectromètre intégral
IFU (système ‘slicer’)
Pas de spectromètre :
Au sol ? Grismes ?
JWST ?
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JDEM – DUNE : Observations
JDEM (option SNAP):• 3 ans : 30 mois SNe -
6 mois WL• Supernovae : 15 deg2
tous les 4 jours pendant 30 mois (objectif : 2000 SNe)
• Cisaillement : 300 deg2
DUNE :• 3 ans : 50% SNe -
50% WL• Supernovae : 10 deg2
tous les 6 jours et 100 deg2 tous les 4 jours (objectif : 10 000 SNe)
• 1000 deg2
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JDEM – DUNE : Cosmologie
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JDEM – DUNE : Institutions
JDEM (option SNAP) :• JPL• DOE
– LBNL, Michigan, Stanford, Fermilab, …
– IN2P3, LAM
• Autres
JDEM (option DESTINY)
DUNE :• DAPNIA • INSU / IAP• IN2P3 : structure de
projet à mettre en place
• …
Appel d’offre (NASA / DOE, ESA ?) dans ~ 2 ans
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Plan focal de SNAP
• Visible (0.35 à 1.0 µm) : 36 CCD 3.5k*3.5k, pixels 10.5 µm, 6 filtres
• Proche Infra Rouge (0.9 à 1.7 µm) : 36 APS HgCdTe 2k*2k, pixels de 18 µm, 3 filtres
13 cm
WFC3 (HST)
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Défis technologiques : plan focal
• Infra-rouge : technologie à développer• Mécanique : précision sur le positionnement des
éléments (5 µm)• Electrique : alimentation disponible limitée • Thermique : températures de fonctionnement
préférées : 80 K pour l’IR, 200 K pour les CCD Electronique intégrée : compacité, faible
consommation électrique, adaptation à la température du plan focal, tenue aux radiations
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Lecture de CCD
• Contenu d’un pixel : de 2 à 250 000 électrons Dynamique : 17 bits
• Capacité de lecture : 50 fF, 4 µV / électron• Remise à zéro : eVCTkBV 70280/
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R&D ASIC au LPNHE
• Premier circuit : Double Intégrateur (DMILL)• Deuxième circuit : Double Gain, ‘Clamp and
Sample’ (AMS 0.35 µ)– ASIC limité en tension (5 V)– Gain maximum pour pixel saturé : x 3– Haut gain : x 96 – Dynamique totale 17 bits avec ADC 12 bits
• Prochain étape : intégration d’une chaîne complète (ADC inclus), pour les capteurs CCD et IR
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R&D ASIC au LPNHE Bruit total de l’amplificateur (pour les 2 gains) Bruit en fonction de la méthode et du temps/pixel
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R&D ASIC au LPNHE Spectre de bruit en fonction de la température
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Bancs de test au LPNHE Insertion dans l’ensemble de la chaîne de lecture Tests sur le capteur infra-rouge HgCdTe (Rockwell)
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R&D Détecteurs
Comprendre le bruit de courant d’obscurité Tester le système de ‘multiread’
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Conclusions
• Participation importante de l’IN2P3 dans les projets actuels (au sol)
• Expériences actuelles : confirmer les premiers résultats de la cosmologie expérimentale, mesurer w à + 10 %
• Projets spatiaux en pré-étude ; possibilité de participer à la définition du projet DUNE
• Rôle possible pour l’IN2P3 au cœur du projet (technologie de l’imageur spatial, science)