Métrologie des supernovae de type Iapour la cosmologie :

instrumentation et analyse calorimétrique

Claire JURAMY 22 mai 2006

Plan• Mesures cosmologiques avec les supernovae de type Ia• Instrumentation pour un télescope spatial à grand champ

• Thèmes de R&D détecteurs de SNAP

• Construction des bancs de test

• Développement d’une électronique de lecture intégrée

• Système de calibration pour la photométrie

• Analyse calorimétrique des données existantes• Modèle calorimétrique des supernovae de type Ia

• Simulation du dépôt d’énergie radioactive

• Comparaison avec l’énergie lumineuse observée

• Analyse des spectres dans les phases tardives

Description de l’Univers Univers homogène, isotrope Relativité Générale Expansion de l’Univers (équation de Friedman) :

H : taux d’expansion (constante de Hubble H0 au temps présent)

22

2

2

33

8

R

k

c

G

R

RH M

120

20

rMHR

k

R : facteur d’échelle : constante cosmologique

k : courbure : -1 (ouvert), = 0 (plat), +1 (fermé)

X : densités réduites au temps présent

Constante cosmologique ou « énergie noire » ?

• Accélération de l’expansion

• Deuxième équation de Friedman :

• Effet de « pression négative »

• Équation d’état : wX = pX / X < - 1/3

Constante cosmologique : w = -1, w’(z) = 0

Énergie noire : prédictions sur w et w(z) en fonction du modèle

)3(3

4

3 2p

c

G

R

R

)33(3

42 XMXM ppc

G

R

R

Observables pour mesures cosmologiques • Décalage vers le rouge (redshift) cosmologique :

Histoire de l’expansion :

• Distance de luminosité :

Retracer H(z)

ztRtR erer 1)(/)(/

z

Xm dzz

zwzHzH

0

320

2 ''1

)'(13exp1)(

24 L

emobs

d

PF

Observation des SNe Ia dans SNLS• Détection

• Spectre : identification et mesure du redshift (z)

• Suivi multiplexé (MegaCam)

Type Ia, z = 0.93, VLT

Résultats de cosmologie avec les SN Ia

SNLS

• Flux et redshift mesurés

• Réduction de la dispersion des luminosités intrinsèques (Pem) : relations avec paramètres empiriques « stretch » et « couleur »

Calcul de la distance de luminosité

• Diagramme de Hubble :

5 lo

g(d L

/1 M

pc)

+ 2

5

Supernovae proches : mesure de distance relative

SuperNova Factory

• Fond diffus cosmologique (CMB)

• Cisaillement gravitationnel (weak lensing)

• Comptage d’amas

• Pic acoustique des baryons

Autres expériences et résultats combinés

Géométrie, matière, matière noire, énergie noire, w

Plan• Mesures cosmologiques avec les supernovae de type Ia• Instrumentation pour un télescope spatial à grand champ

• Thèmes de R&D détecteurs de SNAP

• Construction des bancs de test

• Développement d’une électronique de lecture intégrée

• Système de calibration pour la photométrie

• Analyse calorimétrique des données existantes• Modèle calorimétrique des supernovae de type Ia

• Simulation du dépôt d’énergie radioactive

• Comparaison avec l’énergie lumineuse observée

• Analyse des spectres dans les phases tardives

SNAP (SuperNova Acceleration Probe)

• Directions expérimentales après les premiers résultats (1998) : augmenter la statistique, atteindre des décalages vers le rouge supérieurs, diminuer les erreurs systématiques

• Grand plan focal

• Détecteurs visibles et infra-rouge

• Campagne systématique

• Spectrographe Projet SNAP : ~ 700 Mpixel, champ

0,7 degrés carrés, CCD, infra-rouge 1,7 m (z < 1,7)

Thèmes de R&D SNAP• Détecteurs :

• CCD du LBNL

• Infra-rouge à 140 K (WFC3 pour HST)

• Électronique de plan focal : contraintes mécaniques et thermiques, consommation, irradiation

Électronique intégrée : compacité, faible consommation électrique, adaptation à la température du plan focal, tenue aux radiations

• Autres options :

• Plan d’observation : tout au sol (projets de très grands télescopes), mixte sol/spatial (appel d’offre JDEM de la NASA, DUNE)

• Plan focal : IR seul, 2 plans, électronique « chaude »

Détecteurs : CCD du LBNL

• CCD épais haute résistivité du LBNL : « back-illuminated », sensibilité de l’UV au proche infra-rouge, pas de « fringing »

• Forte tension de biais, polarité inversée

Active Pixel Sensor infra-rouge

• Substrat photosensible HgCdTe ou InGaAs

• Matrice de lecture : « BareMux »

• H2RG (Rockwell) : pixels de référence, fenêtres

• Bruit « extra noise » : supprimé par nouveau procédé

Mesuré

Attendu

Objectif

Banc de test CCD• Refroidissement à l’azote liquide• Suivi de la température et de la pression• Plan focal : photodiodes calibrées• Lecture CCD : contrôleur SDSU,

intégration système LPNHE• Éléments optiques

Conception du banc infra-rouge• Deux systèmes de refroidissement

• Flexibilité du montage

• Insensibilité aux bruits électromagnétiques

Performances du banc infra-rouge• Écran froid ~ 100 K

• Cryogénérateur : plan focal (plaque molybdène) ~ 70 K Performances excellentes, compétences nouvelles au LPNHE

95 K

145 K

ASIC

Écran

Entrée azote

Lecture des CCD

• Capacité de lecture ~ 40 fF, 4 µV/e-

• Remise à la référence (reset)

• Compensation :

• Clamp and Sample : rétablissement de la référence

• Dual Slope Integrator : mesure de la référence puis du pixel, soustraction

eVCTkBV 80320/

Electronique de lecture intégrée pour caméra à grand plan focal

• Architecture du système de lecture : chip intégrant les fonctions de traitement du signal analogique, de CAN, et de sérialisation

• Technologie AMS 0.35µ

• Spatialisation : irradiation, température (SNAP : 140 K), consommation

Premier ASIC : test des fonctions analogiques

ASIC DGCS (Dual Gain Clamp and Sample)

• Dynamique 17 bits : de 2 e- (bruit des CCD) à 250000 e- (capacité de puits des CCD) – conversion : 4 µV/ e-

• Gamme de tension : +1,5 / - 3,5 V ou + 2,5 V

• Vitesse de lecture (~1MS/s) : dynamique limitée à ~14 bits par le comparateur ADC

• Solution double gain (x 3 et x 96) + deux ADC de 12 bits

• Fonction de Clamp / DC restore

ASIC DGCS : test fonctionnel• Problème de gain et d’offset sur la voie haut gain : x 60, - 600 mV

• Identification et mesure de résistances parasites

• Test de linéarité satisfaisant

Bas

gai

nH

aut g

ain

LSB 12 bits

R parasites

Acquisition des tests de bruit• Mesures de bruit à < 1 µV :

élimination des bruits parasites

• Résistances en entrée : générateur de fluctuations connues, simulation du bruit d’un détecteur

• Numérisation rapide (1 GHz), traitement numérique

ASIC DGCS : analyse bas bruit

• Spectres de bruit

• Mesure du bruit thermique des résistances d’entrée

• Bruit intrinsèque au temps de lecture optimal (80 µs) :

– x 60 : 1,1 µV

– x 3 : 1,8 µV

• Validation du package de simulation

1 MΩ20 kΩ2 kΩ500 Ω50 Ω

C parasitesR parasites

Sim

ulat

ion

Mes

ures

Bas gain Haut gain

Bruit en 1/f

• Origine (technologie CMOS) : pièges aux interfaces oxyde – semi-conducteur

• Bruit en 1/f devient dominant à très basse fréquence (20 kHz) • Accord avec la simulation, très inférieur à ce qui est annoncé

habituellement• Technologie adaptée à lecture CCD

Clamp and Sample vs. Dual Slope Integrator

• C&S : temps d’intégration supérieur à temps/pixel égal, horloge unique

• DSI : soustraction des bruits basse fréquence, besoin d’un DC restore, besoin de précision sur constantes de temps

DSI 2 kΩ

DSI 500 Ω

DSI 500 Ω (sans aliasing)

C&S 500 Ω

Bruit de lecture Bruit de clamp

½ e-1 e-

Résistance au froid et à l’irradiation

• Fonctionnement jusqu’à 130 K• Irradiation par une source de cobalt 60 (180 krad) L’ASIC respecte son cahier des charges sur tous les points Applications : SNAP, DUNE, système de calibration

Calibration

• Étude des sources lumineuses

• Analyse complète de source type corps noir pour calibration (ampoule à fil de tungstène) : puissance lumineuse / puissance consommée, surface d’émission, émissivité (fonction de T et )

Proposition pour un système de calibration photométrique avec des diodes électroluminescentes (LED), pour SNLS (Canada France Hawaii Telescope) et les projets spatiaux

Première étape de validation sur le banc de test CCD

Plan• Mesures cosmologiques avec les supernovae de type Ia• Instrumentation pour un télescope spatial à grand champ

• Thèmes de R&D détecteurs de SNAP

• Construction des bancs de test

• Développement d’une électronique de lecture intégrée

• Système de calibration pour la photométrie

• Analyse calorimétrique des données existantes• Modèle calorimétrique des supernovae de type Ia

• Simulation du dépôt d’énergie radioactive

• Comparaison avec l’énergie lumineuse observée

• Analyse des spectres dans les phases tardives

• Naine blanche C+O, compagnon, masse de Chandrasekhar (1,38 M)

• Explosion thermonucléaire, combustion en éléments de masses intermédiaires (Si, Mg, Ca), 56Ni, et isotopes de fer

Dislocation complète, vitesses d’éjection ~10 000 km/s

• Désintégrations des éléments instables formés Courbes de lumière

Supernovae de type Ia

• Énergie thermonucléaire ~ 10 x énergie de désintégration• 56Ni : énergie/nucléon minimale pour Z = A/2• 56Ni ( = 8,8 j) → 56Co ( = 111 j) → 56Fe

Éléments formés

• Phase photosphérique, phase nébulaire Modèle calorimétrique : bilan, phase nébulaire

Évolution de la supernova

SN 1990N

Bmax + 255 j

Å

Échappement des : modèle• Programme de simulation des désintégrations et de l’absorption

des produits (, +) dans la supernova en expansion

• Paramètres physiques identifiés : masse de 56Ni, énergie cinétique (profil de densité, vitesse maximale), stratification

• Effet photoélectrique, diffusion Compton (E < 4 MeV)

GRATIS (Gamma Ray Absorption in Type Ia Supernovae)

• Propagation à direction fixée : rapidité de calcul, perte d’information géométrique pour l’interaction Compton

• Monte-Carlo

Total produit

Total absorbé

Absorbé dans Ni

Absorbé dans Fe

Absorbé dans Si

Monte Carlo

Directe

Résultats de GRATIS• Variations de l’énergie déposée en fonction de la masse de

nickel mNi et de la vitesse d’éjection vmax

• Simulation sans valeur ajustable en dehors des paramètres physiques

mNi = 0,3 à 1,0 MVmax = 11000 à 19000 km/s

Courbes bolométriques avec SALT• Modélisation des courbes de lumière avec SALT :

– Template spectral

– Paramètres empiriques : magnitude mB*, stretch, couleur

– Entraînement sur un lot de données important

– Optimisé pour l’ajustement cosmologique

• Bolométrie : bande spectrale 3000 – 10000 Å

• Calibration absolue :

– ajustement cosmologique : relation entre luminosité intrinsèque et paramètres empiriques

– constante de Hubble (WMAP)

Comparaison avec les observations : bilan• Intégrale de la puissance en fonction du temps depuis l’explosion

• Bon accord (rendement 50 %), dispersions similaires

• Relations entre jeux de paramètres (mNi, vmax) et (s,c)

Comparaison des puissances• Bon accord, dispersions influencées par vmax

• Rendement identique (50 %)

• Manque de fiabilité des courbes bolométriques

Décomposition des spectres tardifs• Phase tardive : possibilité d’une calibration absolue

• Accessibilité aux observations, quantité et qualité des données

• Normalisation en flux sur l’intervalle commun• Vecteur tardif (>+200 j) + vecteur orthonormal (60 à 200 j)

Analyse en composantes Co + Fe• Projection, évolution linéaire / Fe dans 56Co → 56Fe

• Efficacité relative de scintillation : manque de données

• « Templates » Co et Fe, pics

200 j60 j

Rayon vert• Changement rapide de couleur (~2 j),

transition vers spectre d’émission• Rapports de pics individuels• Deux estimateurs : vitesse et hauteur

du saut de couleur g’/r’

SN 2006D (SNFactory)

Rayon vert

• Correspondance avec les filtres de SNLS autour de z = 0,35 (r’/i’)

• Nouveaux estimateurs• Extension de SALT

Conclusions

• Bancs de tests performants

• Circuit intégré analogique permettant la lecture à très bas bruit Proposition pour un système de calibration

• Programme simulant l’absorption des dans une supernova en expansion, en accord satisfaisant avec les observations

Lien entre paramètres empiriques et paramètres physiques « Templates » en phase tardive Développement d’estimateurs de luminosité dans la transition

vers la phase nébulaire et pendant la phase nébulaire

Cryogénie du banc CCD• Suivi de la température et de la pression

• Performances du refroidissement : 150 K au niveau du CCD

Performances du banc infra-rouge• Écran froid

• Refroidissement du plan focal (plaque molybdène)

Acquisition CCD• Contrôleur SDSU

• Lecture : SDSU, ASIC, DSA

Spectres des phases tardives

• Données rares

• Phases :

– Saut de couleur (rayon vert)

– 56Co 56Fe

– Fer dominant

Couleur dans la phase Co Fe• Couleurs synthétisées

Étude de pics individuels• Ajustements gaussiens

• Rapports entre pics

• Masse de nickel 56

• Système progéniteur, explosion

• Géométrie : non sphérique, étoile compagnon

• Absorption, rougissement par des poussières

• Galaxie hôte

Diversité des supernovae de type Ia