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Planck - Présentation

La mission Planck de l'ESA a pour objectif la mesure des anisotropies de température et de polarisation du CMB avec une sensibilité inégalée. L'APC a participé à la calibration du détecteur HFI de Planck avant son lancement le 14 mai 2009, et se focalise maintenant sur l'analyse des données avec un intérêt tout particulier pour la mesure de la polarisation.

 

La mission Planck

Tout ce que vous avez toujours voulu savoir sur Planck mais n'avez jamais osé demander...

 

Le satellite Planck

Le satellite Planck (vision d'artiste)

 

Contact: physicien référent ygh [at] apc [dot] univ-pari7 [dot] fr (Yannick Giraud-Héraud)

Objectifs du groupe

 

Le fond diffus cosmologique (CMB) dont le spectre est un corps noir quasi parfait est un rayonnement fossile des premiers instants de l'Univers. Le laboratoire APC participe à la mesure de ses anisotropies dans le cadre de la mission spatiale Planck de l'Agence Spatiale Européenne (ESA), dont le lancement a eu lieu le 14 mai 2009. Planck sera capable de mesurer les fluctuations de température avec une résolution angulaire de l'ordre de 5 minutes d'arc et une précision uniquement contrainte par la connaissance des avant-plans. Nous serons par conséquent en mesure de calculer le spectre de puissance des fluctuations primordiales jusqu'à des multipôles de l'ordre de l=2100.

Planck permettra aussi de mesurer avec une très bonne précision les anisotropies polarisées de type E jusqu'à des résolutions de 10 minutes d'arc et devrait détecter la polarisation B induit par la présence de structures dans l'Univers. Cette information est d'un point de vue théorique extrêmement importante puisqu'elle nous renseignera sur l'éventuelle période de réionisation de l'univers et sur les ondes gravitationnelles primordiales (qui génèrent aussi des fluctuations de la métrique, ce sont les fluctuations dites tensorielles).

Le groupe Cosmologie & Gravitation et Gravitation du laboratoire APC est impliqué dans l´instrument hautes fréquences (HFI) dont le responsable principal est Jean-Loup Puget (IAS Orsay). Les fréquences couvertes par HFI (100, 143, 217, 353, 545 et 853 GHz) permettent une séparation efficace des avant-plans, tandis que les voies à 143, 217 et 353 GHz sont polarisées afin de mesurer les spectres de puissance polarisés E et B ainsi que leurs corrélations avec la température.

Carte du ciel attendue pour Planck

Carte du ciel attendue pour Planck

La grande quantité de données à traiter (environ six milliards d'échantillons par bolomètre pour une année de prise de données) impose d´adapter les algorithmes existants, et de se doter d´outils spécifiques. Par ailleurs, avec des mesures beaucoup plus précises, il ne sera plus possible de négliger certains effets comme la présence de lobes lointains ou asymétriques. L’activité de notre groupe dans le programme Planck concerne:

  • l’étalonnage de l'instrument HFI;
  • une participation à la mise en place du traitement de données (responsabilité scientifique du niveau 2 du traitement des données dont l’engagement est de fournir, pour chaque détecteur, une carte du ciel affranchie de tout bruit ou effet parasite (le groupe Cosmologie & Gravitation et Gravitation collabore étroitement sur ce point avec le groupe ADAMIS) ;
  • le développement d'outils de simulations soit de l'instrument (comportement thermique), soit du ciel vu par les détecteurs de Planck (Planck Sky Model) ;
  • le développement d'outils spécifiques : méthodes de déstriage des cartes de polarisation ;
  • les études des effets systématiques affectant l'estimation du spectre des anisotropies polarisées)
  • et une préparation de l'analyse scientifique des données (méthodes d'extraction du spectre induit par effet de lentille ; méthodes de séparations de composantes).

Les thèmes scientifiques qui intéressent le groupe sont l'étude des anisotropies polarisées de type B du fond diffus cosmologique, l'astrophysique des amas de galaxies sondés en utilisant l'effet Sunyaev-Zeldovitch et le fond diffus infrarouge.

 

Instrumentation et étalonnage

 

Michel Piat (APC) est l'adjoint de l'Instrument Scientist de l'instrument HFI de Planck. A ce titre il a apporté une contribution importante au développement de l'instrument, à l’étude des effets systématiques et à la calibration photométrique en vol. Il a également participé à l’étalonnage au sol et aux simulations du comportement de l'instrument en vol, particulièrement au niveau thermique et chaîne de détection. Après le lancement, il participera au sein du consortium au suivi quotidien du comportement de l’instrument durant les phases d’observations afin d’optimiser en temps réel ses performances.

 

Notre responsabilité dans l´étalonnage global du détecteur HFI concernait la réalisation du dispositif optique installé dans la cuve Saturne à l´IAS d'Orsay, et le contrôle de l’ensemble du banc d’étalonnage. Certains paramètres devront êtres ajustés en vol, comme les valeurs de tension de polarisation des bolomètres ou les lobes de chaque voie mesurés avec une grande précision à partir de sources ponctuelles (Jupiter et Saturne). D´autres paramètres, comme la réponse spectrale et l'orientation des polariseurs dans le plan focal, ne pouvant pas être obtenus en vol, il était donc  nécessaire de les caractériser au sol. L'instrument HFI a donc été placé dans un environnement proche de celui qu'il connaît maintenant en vol, c’est-à-dire dans le vide (10-7 torr), et dans un « environnement optique » proche de celui du CMB soit environ 2 K.

 

Calibration de Planck

Calibration de Planck

Au sol, le travail a consisté en la mise en place d´un cryostat d´étalonnage avec son banc d´optique millimétrique qui a accueilli en mai 2004 le modèle de qualification (CQM) puis à l’automne 2004 le modèle de vol. Notre responsabilité concernant le dispositif optique portait sur :

  • la sphère intégrante qui a été réalisée après un travail de R&D sur des surfaces diffusantes dans le domaine des longueurs millimétriques mené en 2000 et 2001. Les premières mesures de qualification de cette sphère effectuées sur le banc de mesure du Laboratoire ont permis de vérifier que l’uniformité de l’éclairement en sortie de sphère était meilleure que 20% ;
  • le miroir ;
  • le bras instrumenté porteur d’une roue porte-polariseurs et de sources destinée à la mesure de la diaphonie optique. Les problèmes auxquels ont été confrontées les équipes techniques du Laboratoire sont dus à la nécessité de faire fonctionner des mécanismes de basculement et rotation dans un environnement cryogénique (2 K) avec une puissance dissipée extrêmement contrainte. Plusieurs solutions ont été étudiées et testées durant les années 2002-2003, aboutissant fin 2003 à la réalisation d’un mécanisme de rotation du polariseur basé sur des roulements à billes ; dans ce cadre, le banc de mesure nous a permis de caractériser des polariseurs de grand diamètre (~ 140 mm) fabriqués par la société Micronic d'après une étude faite au Laboratoire, ainsi que d’effectuer avec l´aide du bureau d´étude, des tests de moteurs cryogéniques ;
  • la mise en place et l’intégration de l’ensemble du dispositif dans la cuve Saturne comportant le câblage et la protection contre les radiations.

Pour la réalisation de l’ensemble de ces études et réalisations nous avons poursuivi la mise en place d'un laboratoire spécialisé dans le travail aux longueurs d’onde millimétriques, équipé de plusieurs cryostats à 4 K, de photomètres dont un nouveau fonctionnant à 300 mK et d’une table x-y pilotée par un PC. Cet ensemble nous a permis de développer un savoir-faire nouveau dans notre Laboratoire et nous donne aujourd’hui des possibilités de contribuer d’une façon beaucoup plus importante aux nouveaux projets qui émergeront dans ce domaine.

Calibration de Planck

Calibration de Planck

En tâche de fond à toutes ces activités, il convient aussi de noter un important travail de développement en informatique (base de données, pilotage du banc optique) ainsi que de rédaction (contrôle de qualité) des documents nécessaires à la bonne marche d´un projet spatial en collaboration avec l'ESA.

 

"Core team" et groupe de travail Planck-HFI

 

Le Core Team de Planck/HFI, est constitué de membres de la collaboration impliqués dans la préparation du vol, dans le suivi des opérations et l'analyse de données au jour le jour de l'instrument HFI (IOT) et dans la mise en place du pipeline officiel devant produire les cartes cartes de température et de polarisation pour chacun des 6 canaux en fréquence de l'instrument HFI.

L'APC a des implications dans ces trois domaines. Il s'investira dans l'Instrument Operation Team (IOT) qui devra assurer les opérations durant le vol et aura pour rôle, après réception des données de HFI, de s'assurer du bon comportement de l'instrument en liaison avec les équipes du DPC (Data processing Center). Pour illustrer cet aspect du travail de préparation du vol, on peut citer des contributions qui concernent la recherche des sources qui pourront être utilisées pour reconstruire le plan focal de Planck et celle des meilleurs paramètres de la stratégie de balayage du ciel pour Planck.

"Pipeline" de traitement des données

Dans le cadre du DPC, l'APC contribue à la mise en place du pipeline officiel et a une forte implication dans le Pipeline Running and Checking (PRAC), activité dont le coordinateur est Ken Ganga. Pour le pipeline proprement dit, l'APC a produit le module du pipeline qui fait l'estimation du bruit présent dans le signal des différents détecteurs et travaille en collaboration avec l'équipe du LAL (Orsay) pour l'écriture du module de production des cartes. En ce qui concerne le PRAC, son rôle est de vérifier la qualité des résultats sortant du pipeline. Son premier rôle a été de contribuer à la vérification de la pertinence des simulations produisant des données de l'instrument HFI et à la qualité des résultats du premier End-to-End Tests du pipeline. A terme c'est ce groupe qui aura la charge de valider les résultats qui seront mis à la disposition de la communauté scientifique.

Le groupe Planck de l'APC joue, par ailleurs, un rôle important dans la partie du pipeline qui prépare la séparation des contributions au signal provenant soit du CMB, soit des composantes astrophysiques. Enfin, l'APC participe au working group 'CTP' dont l'objectif est de caractériser et comparer les différents algorithmes de fabrication de cartes et de calcul des spectres de puissance.

 

Polarisation du fond diffus cosmologique

 

Les anisotropies du CMB sont polarisées par la diffusion Thompson à la surface de dernière diffusion. Au moment du découplage, la profondeur optique diminue et les électrons observent une anisotropie locale du rayonnement provenant du moment quadripolaire induit par les perturbations de densité, du mouvement des électrons (effet Doppler), et des ondes gravitationnelles primordiales (qui sont intrisèquement quadripolaire). L'interaction Thompson convertie cette variation d'intensité quadripolaire en un rayonnement diffusé qui est linéairement polarisé. Ainsi la polarisation nous offre une vision directe des conditions sur la surface de dernière diffusion (et de la réionisation). On attend un niveau de polarisation des anisotropies de l'ordre de 10%.

 

Polarisation par diffusion Thomson

Polarisation par diffusion Thomson

 

La polarisation linéaire peut-être décomposée en deux parties de parité différente : E avec une parité paire et B avec une parité impaire par rapport aux réflexions sur la sphère. En respectant la symétrie de parité, les perturbations de densité ne produisent que la partie E, tandis que les ondes gravitationnelles génèrent à la fois la partie E et la partie B. La mesure des modes B primordiaux serait donc la signature unique des ondes gravitationnelles. Il existe cependant une autre source de mode B : l'effet de lentille gravitationnelle du mode E par les grandes structures le long de la ligne de visée entre la surface de dernière diffusion et nous.

 

Spectre de puissance attendu pour Planck

Spectre de puissance attendu pour Planck

 

La détection des ondes gravitationnelles provenant de l'inflation serait une découverte majeure pour la cosmologie et pour la physique fondamentale. Elle signifierait en outre qu'elles sont bien produites par le mécanisme d'excitation plutôt réservé aux champs quantiques, indication de la nature quantique de la gravité.

On comprend pourquoi la détection des modes B de la polarisation du fond diffus cosmologique (probable avec Planck en ce qui concerne la partie induite par l'effet de lentille, plus hypothétique pour la composante primordiale, trace de l'inflation) constitue l'un des objectifs principaux de notre équipe dans le cadre de Planck et justifie l'ensemble des thèses qui ont été conduites sur le sujet.

 

Effet Sunyaev-Zeldovitch

 

En traversant l'Univers, le rayonnement du fond cosmologique interagit avec les grandes structures de l'Univers que sont les amas de galaxies. Le gaz à l’intérieur de l’amas peut atteindre des températures de plusieurs millions de degrés. À ces températures, le gaz émet dans le domaine des rayons X par rayonnement de freinage. Les électrons peuvent eux-mêmes diffuser les photons du CMB par diffusion Compton inverse. C'est ce processus de diffusion Compton inverse qui est appelé effet Sunyaev-Zeldovitch (SZ).

La brillance de surface d'un amas en SZ est indépendante de la distance qui nous sépare de lui. Les amas peu lumineux seront donc plus facilement détectés indirectement par l'effet SZ que directement dans le domaine visible ou X. Ainsi, l'effet SZ se révèle être un moyen unique pour déceler de nouveaux amas à grande distance. Les amas de galaxies sont de très bons traceurs du contenu en matière et en énergie de l'Univers. À l'heure actuelle, seules des images SZ d'amas déjà observés dans le visible ou en X ont été réalisées mais la prochaine génération d'instruments comme Planck sera capable de détecter de nouveaux amas.

Le groupe de cosmologie observationnelle travaille sur l’effet SZ à plusieurs niveaux. Nous avons écrit un code rapide de simulation de cartes SZ, et mit au point un algorithme permettant de détecter les amas de galaxies dans des cartes de 10 degrés carrés en une quinzaine de minutes environ. Nous avons également étudié les effets de sélection d'un sondage SZ : certains amas, trop petits ou trop grands, noyés dans les anisotropies primaires du CMB ou le bruit instrumental, sont mal comptabilisés. Quantifier ces effets de sélection est crucial pour remonter à la distribution réelle d'amas. Enfin, nous avons effectué une étude combinée des données du satellite WMAP et de l'expérience ballon Archéops pour le SZ.

 

Fond diffus infrarouge

 

Le fond diffus infrarouge (FIRB en anglais pour Far InfraRed Background de 100 à 800 μm) est constitué de l'ensemble des émissions de rayonnement dans les longueurs d'onde correspondant à l'infrarouge, soit directement, soit par absorption et radiation des poussières, soit par décalage vers le rouge subit par d'autres rayonnements en raison de l'expansion de l'Univers. Son étude permet de donner des contraintes importantes sur l'émission d'énergie dans l'histoire de l'Univers. Grâce à l'utilisation des canaux hautes fréquences de l'instrument HFI, Planck sera capable de faire des mesures de brillance et des variations spatiales dans ce domaine de longueurs d'onde. L'APC, dans le cadre de Planck Working Group 6, souhaite avoir une contribution dans ce domaine.

La mesure des anisotropies polarisées de type E et B (induite par la présence de structures dans l'Univers) est extrêmement importante puisqu'elle nous renseignera sur la période de réionisation de l'univers et sur les ondes gravitationnelles primordiales.