Activité bolomètres pour le 30m à Pico Veleta

Samuel Leclercq

Journal-club IRAM 13/06/07

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• Instrument actuel

• Specification bolométre idéal

• Nouvelle optique grand champ

• Concurents et partenaires potentiels

Actuel: MAMBO II

Bon instrument, mais:117 pixels ; =1.2mm ; cornets (très directif, mais echantillonnage total impossible) avec champ de vue > tâche de fiffraction ;limité par bruit instrumental pas fondamental (d’un facteur 5).

Matrice de bolométres idéale

• Sensibilité limité par le bruit fondamental de photon• Rayonnement de fond limité par l’atmosphere• Couvre tout le champ de vue du télescope• Champ de vue d’un pixel couvre ¼ de tâche de

diffraction pour échantillonner à la limite de résolution du télescope

• Pixels contigus pour échantillonner tout le plan focal en une prise

• Plusieurs longueurs d’ondes • (Polarisation eventuellement)

L’ordre d’arrivée des photons sur le plan image est un processus aléatoire.Tous les bruits peuvent etre mesurés grace a un outil: la NEP [W/Hz1/2].

Bruit de photon

Bruits fondamentaux et instrumentaux

• Bruit de photon = fluctuation de l’ordre d’arrivée des photons

• Bruit de ciel = fluctuation de la puissance de l’atmosphere (nuages, vent)

• Limite de confusion = puissance si faible que plusieurs sources apparaissent au même endroit

• Bruit thermodynamique (Johnson) = fluctuation des électron dans la chaine de détection

• Bruit de phonon = fluctuation de température

• Bruit 1/f = fluctuation de résistance au passage des électrons engendrant des fluctuation de tension

• Temps mort multiplexage = signal lu qu’une partie du temps, bruit lu tout le temps

• Autres (pop corn, diaphonie, microphonie, crypgénique, courant, ...)

Résultats de l’étude de spécifications

voir fichier Specifications_bolometer_matrix

Units for diffraction pattern graph: patern unit (Ur) or incident angle (Ua) or number of pixels (Un) Ur

i1 Ua

iD as

i Un

irpx A Un

5 10 15 201 10

4

1 103

0.01

0.1

1

I a A0 0 I a A1 0 F0 a A0 0

F1 a A1 0

Fg0 a A0 0 Fg1 a A1 0

a

x y F0 Beam height compared to perfect beam

a i 35

51

%

100 150 200 250 300 3500

0.050.1

0.150.2

0.250.3

0.350.4

0.450.5

0.550.6

a n GHz( )

n

0 0.5 1 1.5 2 2.5 3 3.5 40

0.050.1

0.150.2

0.250.3

0.350.4

0.450.5

0.550.6

ac

l mm

l

Optique actuelle et nouvelle

voir fichier New_cabin_mirror_for_30m

Concurents et partenaires

• SCUBA 2

• Laboca• Artemis• Bolocam• SHARC II• HUMBA• ...

• Goddard Space Flight Center (NASA) [Staguhn] GISMO

• CNRS/CRTBT [Benoit]

• CEA [André, Rodriguez, Agnése]

• Max Planck [Kreysa]

SCUBA 2

What is SCUBA-2?

• Imaging of the sky at 450 and 850m simultaneously

SCUBA-2 will bring “CCD-style” imaging to the JCMT for the first time

• A large (>50 arcmin2) field-of-view

• Sensitivity governed by the sky background

SCUBA-2 is a new generation imager for the JCMT

• Novel scanning mode to realise large-area surveys

Key requirements:

• Provide fully-sampled images of the sky in 4 seconds

40*32*4*2 = 5120 * 2 pixels

Focal plane assembly

Ceramic PCB 40x32 sub-array

NiobiumFlex Cable

SQUIDSeriesArray

Amplifiers

Ribbon Cables to Room Temperature

Optical path

GISMO

NEP d’un processus aléatoire

Un nombre x d’objets (photons, électrons, phonons, gouttes de pluie,...) arrivent de manière aléatoire en fonction du temps: x(t)

On veut savoir comment varie ce nombre au bout d’un temps t+T en moyenne: autocorrelation = moyenne de x(t).x(t+T) [objets/s]

En fonction de la fréquence = transformée de Fourier de l’autocorrelation: Densité spectrale = lim(1/temps) x(f).x*(f) [objets2/Hz]

Chaque objet véhicule une puissance Po [W/objet]