Archéops et Planck à l’écoute du premier cri de l’univers · Plan de l’exposé Cadre...

Archéops et Planckà l’écoute du premier cri de l’univers

O. Perdereau

CNRS-IN2P3 et Université de Paris-XI

LAL 01/2003 – p.1/41

Plan de l’exposé

Cadre général (la cosmologie)3 observations de basesun “modèle standard”

Physique du Fond Diffus Cosmologique (ou CMB)générationobservation & analyse

Expériences au LALPlanckArchéops

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La cosmologie qu’est-ce que c’est ?

la cosmologie - d’après www.francophonie.hachette-livre.fr“ n. f. Partie de l’astronomie qui étudiela structure et l’évolution de l’Universconsidéré comme un tout.”

“Les concepts relativistes et les progrèsde la physique des particules font évoluerla cosmologie.”

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Les Trois Piliers

Trois observations :

1. Récession des galaxies lointaines (Univers enexpansion)

Les galaxies lointaines s’éloignent de nousPlus elles sont loin, plus elles s’éloignent vite dilatation globale de l’Univers

2. Abondances primordiales des éléments légérs

3. Rayonnement de fond (Fond Diffus CosmologiqueCMB)

Il y a eu une “explosion” ...

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Les Trois Piliers

Trois observations :

1. Récession des galaxies lointaines (Univers enexpansion)

2. Abondances primordiales des éléments légérs

Helium,Deuterium (. . . ) présents dans les objetsles plus vieux ( 20-25% d’Helium)comment se sont-ils formés ? fusion thermonucléaire de l’Hydrogène dansune phase primordiale dense et chaude

3. Rayonnement de fond (Fond Diffus CosmologiqueCMB)

Il y a eu une “explosion” ...

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Les Trois Piliers

Trois observations :

1. Récession des galaxies lointaines (Univers enexpansion)

2. Abondances primordiales des éléments légérs

3. Rayonnement de fond (Fond Diffus CosmologiqueCMB) = signature d’un état dense, chaud ethomogène de l’Univers(cf suite de l’exposé)

Il y a eu une “explosion” ...

LAL 01/2003 – p.4/41

Les Trois Piliers

Trois observations :

1. Récession des galaxies lointaines (Univers enexpansion)

2. Abondances primordiales des éléments légérs

3. Rayonnement de fond (Fond Diffus CosmologiqueCMB)

Il y a eu une “explosion” ...

LAL 01/2003 – p.4/41

Le Big Bang

“Quoi, c’est ça le Big-Bang?”

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Le film des événements

1. état initial (??) inflation

2. expansion “lente” : apparition dequarks, leptons puis nucléons

3. Nucléosynthèse (fabrication desélements légers)

4. “Libération” des photons = émis-sion du CMB

5. Gravitation structures (galax-ies, étoiles, planètes, ...)

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Paramètres et inconnues du modèle

vitesse d’expansion actuelle == “constante” de HubbleH0 ( 70km

s

Mpc)

Densité totale ΩtotComposantes :1. Matière “ordinaire” Ωb

2. Matière (“ordinaire”+”noire”) Ωm

3. “énergie noire”/ Λ

Ωtot 1 Univers “plat”

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Le CMB

Prédit en 1948 (Gamow)

Découverte fortuite en 1965 (Penzias & Wilson), manip“dédiée” en construction !

Rayonnement isotrope

10−17

10−18

10−19

10−20

10−21

10−22101 100 1000

10 1.0 0.1Wavelength (cm)

Frequency (GHz)

FIRAS DMR UBC LBL-Italy Princeton Cyanogen

COBE satellite COBE satellite sounding rocket White Mt. & South Pole ground & balloon optical

2.73 K blackbody

I ν (

W m

−2 s

r−1 H

z−1)

Spectre = “corpsnoir”

pic à 100GHzTV sat : 10GHzportable : 2.5GHz

400 photons/cm3

... qq % du bruitd’une TV

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Emission du CMB

1. Univers primordial (t 300000 ans T 3000 K

2700oC)

formé d’électrons, protons (noyaux) et photonsT élevée électrons “agités” : pas d’atomesphotons réfléchis ou absorbés : Univers opaque

2. Quand T 3000K les électrons se lient aux noyaux

photons “libérés” : c’est le CMB. Univers transparent

3. Décalage vers le rouge “cosmologique” : TCMB

2 7K maintenant ds l’infra-rouge lointain

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Le plasma primordial (le tambour)

milieu composé de protons (+ qq noyaux He,...),d’électrons (“libres”) et de photons

composante dominante = les photons

interaction entre photons et électrons/protons

les photons résistent à une compression

mileu “presque” isotrope

position,direction

temperature,densite

Anisotropies

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Des fluctuations aux anisotropies

Dans l’univers “quantique” fluctuations

Inflation dilatation très rapide

“gel” des fluctuations anisotropies de densitégraines des grandes structures

"Rides"

Accumulation dans les creux

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Des ondes acoustiques

Il existe des zones plus denses et moins denses

la matière “tombe” là où c’est plus dense (gravitation)

... mais la pression réagit

apparition d’oscillations (ondes acoustiques) ds leplasma primordial

Vitesse des ondes composition, densité du milieu, ...

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Anisotropies de température

existence d’ondes “sonores”

régions sur(sous-) densesanisotropies de densité

régions + ou - chaudesanisotropies de température

la physique du plasma primordial laisse une signaturedans les anisotropies de températures du CMB

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Propagation du CMB

Plat

CourbeLa taille (apparente) angulaire des anisotropies est

modulée par la géométrie de l’Univers

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Visualisation des fluctuations

TCMB dans chaque direction carte du “ciel” (couleur T)

Représentation d’une sphère connue

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Visualisation des fluctuations

TCMB dans chaque direction carte du “ciel” (couleur T)

CMB très uniforme (à 1/1000 près)

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Visualisation des fluctuations

TCMB dans chaque direction carte du “ciel” (couleur T)

mvt de la Terre effet Doppler

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Visualisation des fluctuations

TCMB dans chaque direction carte du “ciel” (couleur T)

Fluctuations primordiales (δ T

T 10 5)+ Galaxie(1/100000 près)

LAL 01/2003 – p.15/41

Mesure des anisotropies

Pb : extraire des infos quantitatives des cartes

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La courbe des C

∝ 1/(taille)

100 1

forme f

Ωx Multipole l

20

2

0.2 0.1

102 400 14001000

Echelle angulaires (degres)

Am

plitu

de (

tem

pera

ture

)

0.5

100

5 2

200

1

Premier pic

Pics secondaires

Beaucoup de structures de cette taille

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Mesurer le CMB

Photons. ν 100GHz, faible puissance (5µW m 2)

Détecteur : radio(ν 100GHz) ou bolomètres ( 100 GHz)

+ –Sol accès à la manip atmosphèreballon peu d’atmosphère lancement incertain,

durée limitéeespace plus d’atmosphère longue préparation,

longue durée coût, technologie

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Aperçu expérimental

COBE-DMR (1992) anisotropies(radio)

MAP 2003 (après-demain !)Mesures de C 1000 - radio

Planck 2007 C 2000

Boomerang,Maxima (1998) : 1er pic

Archéops (2003)

CBI,VSA,DASI (radio, 2000-2) :grands

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Planck

Mission de l’ESALancement 02/2007(avec Herschell)Composantes :

1. Telescope (1.5m) - consortiumdanois

2. LFI (radiomètres 10-100GHz) -consortium piloté par G. Man-dolesi (Bologne)

3. HFI : bolomètres (100-800 GHz) -consortium piloté par J.-L. Puget(IAS - Orsay)

Panneaux / ecrans

Miroir primaire

Secondaire

Instruments

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Planck (le vol)

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Planck

Au point L2 :Observations couvrant tout le ciel, décrivantdes cercleschaque direction observée plusieurs fois(différentes orientations)contrôle systématiquescouverture de tout le ciel grandes échellesbonne résolution angulaire (10 arcmin) pe-tites échellesDurée de la mission : 1 an au moins

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Planck HFI

Cryogenie

Cornets (1 par bolo)

Au foyer du télescope(“dans LFI”)

Refroidissement àplusieurs étages

Dernier étage actif(dilution 3He

4He -CRTBT Grenoble)

Détecteurs :bolomètres

Ordinateur de bord:LAL

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Planck HFI

Au foyer du télescope(“dans LFI”)

Refroidissement àplusieurs étages

Dernier étage actif(dilution 3He

4He -CRTBT Grenoble)

Détecteurs :bolomètres

Ordinateur de bord:LAL

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Préparatif(s) en cours

Construction d’un “modèle de qualification” (validation+ test)

Calibration au sol (à l’IAS) mi 2003

Préparation du contrôle au sol

Mise en place de stations de traitement des donnéesau sol (4 niveaux)

L1 : fabrication de flux de données ordonnés entemps (TOD), checksL2 : calibration, fabrication de cartesL3 : séparation de composantes, extraction des C

L4 : mise en forme et publicationNB : données publiques au bout d’un an !

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Le processeur de bord (DPU)

De l’électronique, oui, mais du spatial !

Rôle : contrôle-commande de l’instrument

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Tests thermiques

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Calibration au sol de HFI

Source

HFI

Sources (LAL)

Fenetre polarisante

Prévue 2de moitiéde 2003

illumination de HFIpar un “corps noir”artificiel

Manip “du LAL” surfuites optique(suite d’Archeops)

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Expérience Archeops

PI : A. Benoît (CRTBT Grenoble)

CRTBT (Cryogénie,électronique,nacelle, coordination)

USA : Caltech (bolomètres),Minesotta (télescope)

UK : QMWC Cardiff (cornets)

Russie (récupérations manip)

Italie : Rome (nacelle), Bologne(senseur stellaire)

IN2P3 : PCC/CdF, ISN, LAL(calibration, pointage, analyse)

INSU : IAP, IAS (analyse)

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Objectifs & campagnes

Manip emportée par un ballon stratosphérique ( 35km)Objectifs :

Physique : anisotropie du CMB (grande échelle),galaxie,...

Préparation de Planck (bolomètres, cryogénie,électronique, analyse...)

Vols :

Campagne technique : Trapani 99

2 campagnes arctiques (Kiruna, Suède) 2000-1 et2001-2 (nuit polaire)

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Schéma de la nacelle

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Cryostat et plan focal

3 4

Cryostat a dilution ( He/ He)

Bolometres

T=100mK

Voie aveugle (syste)Capillaires (froid)

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Les cornets

Optique refroidie à 10 KDéfinit la bande passante de chaque voie

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Les bolomètres

mesurent lachaleurdéposée par les γgrille cosmiques

taille 2.6mm

“fils” 4x1µm

T 100mK(sensibilité)

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Calibrations au sol

Mesure des fuites optiques sources = fibres de carbone (LAL)

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Un montage délicat!

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Quand tout est prêt ...

Pieds "anti−crash"

Pivot

(pointage)

Senseur stellaire

Cryostat

Antenne Satellite

Le vol dépend :

des conditions météo locales (lancement)

des vents à haute altitude (altitude, durée du vol)

des conditions de récupération de la nacelleLAL 01/2003 – p.36/41

Vol du 7 février 2001

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Récupérations

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Couverture angulaire

Plangalactique

Donnees analysees

Zone exclue (contamination)

Reconstruction du pointage “made by LAL”Grande couverture du ciel (30% du ciel)

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Premiers résultats

Meilleure mesure du 1er pic

L’univers est plat

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Conclusions

Premiers résultats d’Archéops = double bonnenouvelle

en soi : résultat compétitifpour Planck : banc test “OK”

MaisSeulement 2 détecteurs utilisés (sur 10)Une partie de la couverture

Beaucoup reste a faire pour Planck

Mais beaucoup de fait

Après-demain : MAP !

RDV en 2007/8 pour Planck ...

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