projets spatiaux pour l’exploration de la matière noire et de l’énergie noire

15 Novembre 2004 Claire Juramy - LPNHE Paris

Projets spatiaux pour l’exploration de la matière noire et de l’énergie noire


Introduction

• Paramètres cosmologiques• Approches et méthodes observationnelles• Projets spatiaux : SNAP/JDEM, DUNE• Electronique intégrée pour un grand imageur

spatial


‘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


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


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


Mesures cosmologiques • Sensibilité de dL(z) aux paramètres cosmologiques


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• …


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)


Le CMB

• Rayonnement de fond cosmologique : 2.74 K• Anisotropies ~10-5 : inhomogénéités à la

recombinaison

(WMAP Science Team)

Couleurs : + 200 µK


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)


Le CMB

• Autres paramètres : dégénérescences

• Prochaine génération de satellite : PLANCK

Hu et Dodelson (2002)


Formation des structures

Simulation par Stéphane Colombi (IAP)


‘Weak Lensing’• Mesure de la distorsion moyenne des galaxies

(grossissement et 2 paramètres de cisaillement)


‘Weak Lensing’• Corrélation spatiale du cisaillement des images de

galaxies ‘spectre de puissance de la matière’


‘Weak Lensing’• P(s) H04 M

2

• Autres paramètres : dépendance par les distances, modèle de croissance des structures


Diagramme de concordance


SNLS au CFHT• Durée prévue : 5 ans• CFHT : 3.6 m (1979)• Megacam (DAPNIA) : 1 deg2 ,

42 CCD 2k*4K, 328 Mpixel


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)


SNLS : spectrométrie• Identification / Confirmation spectrométrique :

télescopes de 8 m à 10 m (VLT, Keck, …)

Type Ia, z = 0.93, VLT


SNLS : résultats récents• Diagramme : 46 Supernovae de SNLS de z = 0.2 à

0.95 + Supernovae historiques de Calan/Tololo


SNIFS : supernovae proches• Physique des supernovae

Ia, étude de la diversité• Mesures dans le flot de

Hubble à bas z (< 0.08)


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)


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)


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


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


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 ?


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


JDEM – DUNE : Cosmologie


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


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)


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


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/


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


R&D ASIC au LPNHE Bruit total de l’amplificateur (pour les 2 gains) Bruit en fonction de la méthode et du temps/pixel


R&D ASIC au LPNHE Spectre de bruit en fonction de la température


Bancs de test au LPNHE Insertion dans l’ensemble de la chaîne de lecture Tests sur le capteur infra-rouge HgCdTe (Rockwell)


R&D Détecteurs

Comprendre le bruit de courant d’obscurité Tester le système de ‘multiread’


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)

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