La Science avec QUBIC

QUBIC (QU Bolometric Interferometer for Cosmology) est un projet d’expérience de cosmologie destiné à l’étude de la période dite d’inflation, période pendant laquelle l’Univers s’est dilaté extrêmement rapidement immédiatement après le Big-Bang. Cette observation se fera par la mesure des modes B de la polarisation du CMB. Le CMB (Cosmic Microwave Background ou Fonds diffus Cosmologique) est le signal émis 380 000 ans après le Big Bang lorsque les rayonnements lumineux ont été découplés de la matière chaude de l’Univers et ont pu se propager librement.

Malgré les progrès impressionnants réalisés dans notre compréhension de l'Univers au cours des dernières décennies [1], plusieurs questions fondamentales demeurent: qu'est-ce que la matière noire, qu'est-ce que l'énergie sombre, que s'est-il passé dans le tout premier univers? L'expérience QUBIC aborde cette dernière. Le paradigme de l'inflation explique naturellement la platitude et l'homogénéité observées et fournit un mécanisme pour générer des perturbations de densité primordiale (scalaires). Il prédit également les perturbations tensorielles (ondes gravitationnelles primordiales) qui devraient être imprimées dans les fluctuations de polarisation CMB de parité impaire (terme rotationnel), appelées modes B [2] avec les modes E (parité paire, de rotationnel nul) qui ont déjà été observés. Aucun modèle d'Univers primordial alternatif ne peut produire des modes B primordiaux. Leur présence serait un résultat non trivial concernant la gravitation quantique car les modes tensoriels signifieraient que la métrique doit être quantifiée. En conséquence, l’observation des modes B primordiaux dans le CMB fait partie des principales priorités de la cosmologie observationnelle d’aujourd’hui. Le rapport r entre les spectres primordiaux tenseur et scalaire) est directement lié à l'échelle d'énergie à laquelle l'inflation s'est produite, fournissant un lien direct avec la physique des hautes énergies. Des études plus détaillées du signal de mode B pourraient fournir des informations directes sur la physique de l’inflation [3, 4]. Les meilleures limites actuelles sur la valeur de r combinent les données au sol BICEP-KECK et du satellite Planck, atteignant r <0,06 à 95% C.L. [5].
 

Nous utiliserons le premier interféromètre bolométrique, QUBIC, pour abaisser cette limite à  r <0,03  à 95% C.L. (3 années). Une telle sensibilité σ (r) = 0,015 (68% C.L.) permet de tester un large ensemble de modèles inflationnistes.
La faible amplitude attendue pour r (de l'ordre de 0,01), correspondant à une polarisation de quelques dizaines de nK sur un fond de 2,7K, pose trois défis majeurs pour la détection primordiale des modes B:

1. La sensibilité peut être atteinte en utilisant de grands réseaux de détecteurs limités par le fond des photons tels que des bolomètres installés à des endroits à faible émission atmosphérique (satellites, ballons, sites au sol secs).

2. Les systématiques instrumentales induisent une polarisation parasite qui se traduit par un mélange entre les paramètres de Stokes Q et U induisant une fuite des grands modes E dans les petits modes B.

3. Les avant-plans astrophysiques produisent une polarisation non primordiale en mode B:
a.  L'émission thermique à polarisation linéaire des grains de poussière galactique a un spectre électromagnétique     distinct par rapport au CMB. L'atténuation de la contamination par la poussière nécessite donc une mesure multichroïque en mode B.
b. Le lentillage gravitationnel  des modes E en modes B causé par des structures à grande échelle, culmine  à des échelles angulaires plus petites et deviendra une préoccupation sérieuse en dessous de σ (r) ~ 0,005.
 

QUBIC: relever les trois défis avec le nouveau concept d'interférométrie bolométrique

QUBIC est un instrument basé sur un nouveau concept instrumental: l’interférométrie bolométrique (ci-après IB). Son objectif est la recherche du mode B à partir des modes de polarisation Q et U (les deux paramètres de Stokes décrivant l'ellipse de polarisation du rayonnement micro-ondes) et réunit les avantages des bolomètres refroidis à très basse température en termes de sensibilité et ceux des interféromètres en termes de contrôle des effets systématiques instrumentaux et de spectrométrie. L’idée originale date du début des années 2000 et, depuis, les physiciens français ont eu un rôle moteur dans son exploration et dans l’exploitation des nouveautés qu’elle apporte. Après quelques projets initiaux, la collaboration QUBIC a été créée en 2008. De nouveaux développements techniques au laboratoire millimétrique de l’APC, au CSNSM-IJCLab à Orsay et aux laboratoires partenaires, ont permis la réalisation de détecteurs de pointe, créant un pôle d’excellence avec une forte activité instrumentale dont a bénéficié un grand nombre d’ingénieurs, techniciens, chercheurs et doctorants, en particulisur le site de l’APC – Université de Paris.
 

  

Figure 1. Left: Relationship between sky observables and E and B-modes. Right: Relative amplitude of Temperature (red), E (green) and B-modes (blue) for r=0.1 (excluded) and 0.01. The reionization and recombination peaks are shown with arrows. The lensing from E-mode to B-mode is shown as the dashed blue line.
 

Les projets en cours ou prévus, principalement dirigés par des équipes U.S., comprennent BICEP / KECK [6] SPTPol [7], Simons Observatory [8], ActPol [9], LiteBIRD [10] et CMB-S4 ( https://cmb-s4.org). Tous sont basés sur le concept d'un imageur traditionnel. Cependant, les imageurs pourraient potentiellement atteindre un plancher de sensibilité en raison des systématiques instrumentales produisant des fuites des modes E vers B. La nouveauté de QUBIC est de mesurer les modes B insaisissables avec un nouveau type de télescope hyperfréquence basé sur l’IB. Le concept est présenté dans [15], premier article d'un numéro spécial de JCAP sur QUBIC [11]. Dans QUBIC, des paires de cornets dos à dos agissent comme des pupilles d'un interféromètre de Fizeau formant des franges sur le plan focal équipé de bolomètres. C'est l'équivalent optique d'un corrélateur en interférométrie classique. L’IB effectue cela sur une large bande [12], à faible coût, avec une sensibilité comparable à celle d'un imageur classique [13], avec possibilité d'auto-étalonnage comme dans un interféromètre classique [14] ainsi que de spectro-imagerie (avec Δν/ν ~ 0,05 pour QUBIC [16]), une fonctionnalité clé pour le contrôle de la contamination de l’avant-plan, unique à l'interférométrie bolométrique.
 


Figure 2. Left: Conceptual design of QUBIC. Right: Picture of the instrument and a part of the Collaboration. (Photo prise lors du meeting de collaboration QUBIC de Nov. 2019 à l’APC)
 

Après une phase de R&D sur les sous-systèmes, la collaboration QUBIC a commencé à construire le Démonstrateur Technologique (TD) en 2016. C'est le même que l’ instrument complet (Full Instrument - FI) mais avec moins de détecteurs (256 à 150 GHz au lieu de 2048 à 150 et 220 GHz ), et avec moins de cornets (64 au lieu de 400). Le TD a ensuite été intégré au laboratoire APC à partir de 2018 et a traversé une phase d'étalonnage et d'essais détaillés [18] tout au long de 2019 et de 2020. Une revue, organisée en 2020 par le CNRS / IN2P3, avec l'INFN, a souligné l'innovation de ce tout premier Interféromètre  Bolométrique, a évalué les capacités du concept comme «excellentes» et a trouvé la méthode de spectro-imagerie «de la plus grande utilité pour le contrôle de l’avant-plan» [17].


Figure 3. Left: cut across the synthesized beam (at 45 degrees) showing the multiple peaks and their primary beam envelope for two distinct frequencies. Center: 2D simulation of the synthesized beam (predicted in [36]). Right: Measurement of the synthesized beam during the calibration campaign.


Figure 4. Main results of the QUBIC Calibration campaign, together with the synthesized beam shown in Fig. 3. Left: cross-polarization measurement. Center: Individual fringe on the focal plane. Right: Point-source reconstruction.

 

La prochaine étape est l'installation du TD sur son site à 5000 m d'altitude en Argentine. Un hall d'intégration à Salta (3h de route) et un bâtiment de contrôle à San Antonio de los Cobres (45 min en voiture) sont déjà opérationnels, tandis que les travaux sur le site sont en cours. Nous prévoyons d'expédier QUBIC au début de 2021, de l'assembler et de le tester dans le hall d'intégration de Salta (jusqu'en août 2021) et de l'installer sur place pour une mise en service en septembre 2021. Nous avons l'intention de démarrer les opérations sur le ciel avec le TD en Janvier 2022 (voir la figure ci-dessous pour les phases et mises à niveau scientifiques successives de QUBIC). Nous prévoyons une mise à niveau vers QUBIC FI après un an d'exploitation avec la TD (mise à niveau de 6 mois). Une mise à niveau ultérieure vers QUBIC +, un instrument à cornes multimodales après trois ans de fonctionnement, est à l'étude.


Figure 5. Timeline of the three phases with Qubic upgrades. 

 

QUBIC aborde les principaux défis du mode B de la manière suivante :

Sensibilité: QUBIC utilise 992 TES avec un bruit de 5x10-17 W.Hz-1/2 [18] depuis un site sec à 5000m en Argentine.
Systématiques: QUBIC a été précisément conçu pour avoir des systématiques d’une faible polarisation:
○ Faible polarisation croisée de par sa conception optique confirmée par un étalonnage en laboratoire [18].
○ un contrôle sans précédent des systématiques instrumentales grâce à l'utilisation de «l'auto-étalonnage» [14].
Avant-plan de poussière: QUBIC utilise la nouvelle technique de spectro-imagerie à 150 et à 220 GHz [15, 16]
L’avant-plan de lentillage sera pris en compte dans la phase 3 par l'installation d'un interféromètre bolométrique actuellement discuté pour le foyer de l'antenne de 12 m LLAMA, à côté de QUBIC.
 

Performance attendue

Des simulations de bout en bout ont été menées en supposant une atmosphère stable et des systématiques résiduelles négligeables après l'auto-étalonnage [15]. Les performances attendues et les objectifs scientifiques sont décrits ci-dessous:
 
● Phase 1: démonstration sur le ciel d'auto-étalonnage et de spectro-imagerie avec le QUBIC TD. Nous nous concentrerons sur les régions galactiques brillantes et mesurerons leur SED (distribution d'énergie spectrale) en utilisant jusqu'à 5 sous-bandes dans la bande passante physique de 150 GHz du QUBIC TD. Ceci est illustré ci-dessous pour une année de données pour les pixels sélectionnés - points rouges – pour l’intensité totale (a), avec des pixels de 1 degré, et pour la polarisation (b), avec des pixels de 7 degrés. Une telle résolution spectrale élevée n'est pas réalisable avec des imageurs classiques. Nous prévoyons également de procéder à une mise à niveau de l'optique QUBIC pendant la phase 1 en remplaçant les 64 cornets par le réseau de 400 cornets déjà fabriqué et validé et en installant des miroirs plus grands (également déjà construits et mesurés). Cela implique de remplacer les filtres actuels par des filtres de plus grand diamètre. Cette mise à niveau apporterait une augmentation de sensibilité d'un facteur 6 par rapport aux simulations présentées ci-dessous.


Figure 6. SED (spectral energy distribution) using as many as 5 sub-bands within the physical 150 GHz bandwidth of the QUBIC TD. One year of data for selected pixels - red dots.  (a):  total intensity with 1 deg. pixels (b): polarization with 7 deg. pixels
 

● Phase 2: Contraintes sur les ondes gravitationnelles primordiales en utilisant QUBIC FI.
Nous effectuerons des observations approfondies de la région propre du ciel de QUBIC avec nos deux bandes (150 et 220 GHz). La sensibilité anticipée combinant les deux bandes et en supposant une soustraction parfaite de l’avant-plan est de σ (r) = 0,015 (voir (a) ci-dessous). La mesure de la distribution spectrale de la poussière s'étendant à la bande 220 GHz sera réalisable pour chacun des pixels du morceau du ciel (voir (b) ci-dessous, pixels de 1 degré). Des résidus de poussière après élimination standard de l’avant-plan aussi faibles que 0,7% seront détectables par une dépendance de fréquence (significativité ~ 3σ) du r effectif mesuré en sous-bandes, contrairement aux modes tensoriels primordiaux purs (voir (c) ci-dessous). Là encore, un tel contrôle de l’avant-plan n'est pas réalisable avec un imageur classique, ce qui rend les données QUBIC cruciales pour la communauté avec de futures observations de modes B profonds.


 


Figure 7. (a) : Sensitivity combining the two bands and assuming perfect subtraction is σ(r)=0.015
(b): Dust SED measurement extending to the 220 GHz band for a patch pixel of 1 deg.
(c): Dust residuals after standard foreground removal detectable through a frequency dependence of the effective r, measured in sub-bands, contrary to pure primordial tensor modes.
 

Phase 3: mise à niveau vers QUBIC + et participation à CMB-S4. La R&D est en cours sur QUBIC visant un gain d'un ordre de grandeur en sensibilité. Celle-ci inclut l'optique multimode (comme LSPE / SWIPE ou Pixie), l’arrangement hexagonal du réseau de cornets au lieu de l'arrangement carré actuel, la température plus basse du plan focal et de l'optique, conduisant à une baisse du bruit du détecteur et des photons. En parallèle, la communauté française de l’IN2P3, au-delà de la collaboration actuelle QUBIC, forme un consortium pour proposer une contribution française, voire européenne, au projet CMB-S4 piloté par les États-Unis (https://cmb-s4.org/) et un interféromètre bolométrique amélioré est un candidat de premier plan actuellement en discussion. Un tel instrument compléterait les instruments CMB-S4 avec des capacités améliorées pour contraindre les avant-plans polarisés.
 
La collaboration QUBIC comprend des chercheurs et des ingénieurs en France, en Italie, en Argentine et en Irlande. Outre la recherche directe, l'équipe a l'intention de développer un programme de  diffusion scientifique important dans la zone autour du site QUBIC, ciblant en particulier l'enseignement scientifique auprès des minorités isolées dans les Andes. Elle sera menée en collaboration avec des scientifiques locaux, des éducateurs et l'administration et bénéficiera de l'expertise de B. Garcia, co-président de la commission de l'éducation de l'école d'astronomie de l'AIU.

Références

[1] Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters A&A doi.org/10.1051/0004-6361/201833910 (2020)
[2] Zaldarriaga and Seljak, 1997, Phys. Rev. D 55, 1830 (1997)
[3] Abazadjian et al., 2019, CMB-S4 science case, reference design and project plan arXiv:1907.04473
[4] Baumann et al., CMBPol mission concept study, arXiv:0811.3919 (2009)
[5] Ade et al., 2018, Bicep, Keck and Planck, PRD 121, 221301 (2018)
[6] BICEP2 Collaboration; Keck Array Collaboration, PRL, Volume 121, Issue 22, id.221301 (2018)
[7] J.W. Henning et al., ApJ, Volume 852, Issue 2, article id. 97, 31 pp. (2018).
[8] P. Ade et al., Issue 02, article id. 056 (2019).
[9] Th. Louis et al., Issue 06, article id. 031 (2017).
[10] M. Hazumi et al, LiteBIRD Collaboration, JLTP, Volume 194, Issue 5-6, pp. 443-452 (2019)
[11] The QUBIC Collaboration, Series of 8 QUBIC papers submitted to JCAP (special issue on QUBIC, 2020)
[12] Charlassier, Bunn and Hamilton, 2010, A&A, Volume 514, id.A37
[13] Hamilton et al. 2008, A&A Volume 491, Issue 3, 2008, pp.923-927
[14] Bigot-Sazy and Hamilton, 2012, A&A, Volume 550, id.A59
[15] Hamilton, Mousset et al. (The QUBIC Collaboration) 2020, submitted to JCAP, arXiv:2011.02213
[16] Mousset, Gamboa et al. (The QUBIC Collaboration) 2020, submitted to JCAP, arXiv:2010.15119
[17] Review organized by CNRS/IN2P3 with INFN participation
[18] Torchinsky, Hamilton et al. (The QUBIC Collaboration) 2020, submitted to JCAP, arXiv:2008.10056

Liste des agents impliqués à l’APC
Groupe Cosmologie

  • Jean-Christophe Hamilton
  • Jean Kaplan
  • Sotiris Loucatos
  • Louise Mousset
  • Michel Piat
  • Guillaume Stankowiak
  • Steve Torchinsky
Service mécanique
  • Claude Chapron
  • Stéphane Dheilly
  • Maurice Karakac
Services Microélectronique/Techniques Expérimentales
  • Laurent Grandsire
  • Damien Prêle
  • Jean-Pierre Thermeau
  • Fabrice Voisin
Service administratif
  • Vincent Guiffo
Cellule Qualité
  • Corinne Juffroy

 
Liens
Le site international du projet: http://qubic.in2p3.fr/

 


Site de QUBIC à 5000m d’altitude à Alto Chorillos, près de San Antonio de los Cobres province de Salta en Argentine. On distingue le volcan Tuzgle en arrière-plan.


¼ de plan focal de QUBIC comprenant 256 TES refroidis à 300mK
Chaîne de détection développée entre APC (Paris), CSNSM-IJCLab (Orsay) et IRAP (Toulouse)



L'instrument QUBIC dans le hall d’intégration de l’APC (Paris)