j’ai effectué un suivi permanent de la compression depuis le début des observations. Cette analyse régulière a permis de s’assurer du bon fonctionnement de la compression et du respect des contraintes sur le débit de données de l’instrument HFI. Depuis le début des observations, aucune perte de paquets causée par la saturation du tampon en mémoire du DPU n’a été détectée. Le déclanchement d’un EOS s’est produit début août 2009, suite à l’arrêt du compresseur à 4K qui a conduit à un réchauffement global de l’instrument. Enfin, de façon régulière, un peu moins d’une dizaine de tranches de compression contenant des erreurs de compression, par jour et par voie, sont observées depuis le début des observations. Ces erreurs sont produites majoritairement par les plus forts impacts des rayons cosmiques et conduisent à la perte de quelques secondes de données par jours, dans le pire des cas. Au total la fraction de données perdue à cause des erreurs de compression ne dépasse jamais 10−6 sur les bolomètres, ce qui est totalement négligeable pour la qualité des observations.
Le suivi des réglages de la compression a montré qu’ils étaient stables pour la plupart des voies, à l’exception de celles affectées par du bruit télégraphique. Pour ces dernières les variations observées ne peuvent pas conduire à une dégradation de la qualité des données. Finalement le débit des données, a toujours été inférieur à la limite maximale. Des variations importantes, sur les voies à haute fréquence, provoquées par les fortes variations de l’émission de la poussière dans le plan galactique (en particulier au niveau du centre galactique), ont conduit à un ajustement des paramètres de compression pour les bolomètres à 857GHz. Ces changements ont permis de s’assurer d’une marge suffisante pour le débit. Elles ont également permis de s’affranchir de la plupart des erreurs de compression observées sur ces canaux, rencontrées au cours de la première couverture du ciel, de façon presque systématique, sur les tranches de compression coïncidant avec l’observation du maximum galactique.
Troisième partie
Estimation du spectre de déflexion
dans les données de HFI
Chapitre 6
Simulation et analyse de signaux
pour Planck
Ce chapitre présente les outils et les méthodes utilisés ou développés, pour la génération d’un pipeline d’analyse des cartes du ciel complet, par petites portions (dénommées « patchs » dans la suite), dédié à l’étude de l’effet de lentille gravitationnelle, dans les données de Planck. Cette étude nécessite de maîtriser à la fois la simulation des effets de lentille gravitationnelle et l’estimation du spectre de puissance de la déflexion qui est le but de l’analyse.
Générer un ensemble de codes de simulation et d’estimation peut parfois prendre une allure de serpent qui se mort la queue. En effet, pour valider un code de simulation un des tests essentiel est de contrôler la justesse du spectre de puissance angulaire. Pour cela il faut avoir à disposition un code d’estimation du spectre. Cependant pour valider le code d’estimation il faut avoir à disposition un ensemble de simulations. Cela à particulièrement été vrai dans le cas des codes par patch. Heureusement, la simulation de cartes gaussiennes et l’estimation de spectres de puissance sont des problèmes déjà bien connus. Dans la mesure du possible nous avons essayé de ne pas réinventer la roue et nous avons réutilisé au maximum les programmes déjà existants qui correspondent principalement aux programmes de simulation et d’estimation sur la sphère.
Dans un premier temps nous montrerons comment on simule les spectres de puissance, les champs gaussiens, l’effet de lentille gravitationnelle et les effets instrumentaux dominants, puis nous dé-taillerons le processus d’estimation des spectres de puissance de température et de déflexion. Nous présenterons dans chaque cas l’approche dans le plan et sur la sphère.
6.1 Simulation des spectres de puissance
6.1.1 Paramètres cosmologiques
Dans notre étude, nous avons besoin de générer des simulations des cartes du CMB et du potentiel gravitationnel intégré afin de pouvoir faire une série de tests sur la méthode d’analyse que nous avons développé. Le spectre de puissance de ces champs dépend du modèle d’Univers choisi et de la valeur des paramètres cosmologiques qui le contraignent. Les observations actuelles conjointes du CMB, du fond diffus infrarouge, des supernovae, des oscillations baryoniques... de par leur qualité, permettent de donner de fortes contraintes sur les modèles d’Univers. Un certain nombre de paramètres sont nécessaires pour décrire les modèles. Leurs valeurs sont ajustées pour refléter au mieux les observations. Suivant le modèle choisi et la valeur des paramètres, on obtient des spectres de puissance différents pour les anisotropies de température et de polarisation du CMB que l’on confronte alors aux observations afin d’en déduire la meilleure estimation des paramètres.
Il a été montré que les observations actuelles sont bien décrites par un modèle d’Univers plat de type ΛCDM avec des inhomogénéités issues de fluctuations adiabatiques gaussiennes et des modes tensoriels négligeables. Nous cherchons à générer des simulations réalistes qui reproduisent bien les observations actuelles. Pour cela nous nous basons sur l’estimation des paramètres cosmologiques obtenue par l’équipe de WMAP, intégrant 7 ans de données Larson et al. (2010).
CHAPITRE 6. SIMULATION ET ANALYSE DE SIGNAUX POUR PLANCK
(a) ClT T
(b) Cldd
Figure 6.1 – Spectres de puissance angulaire théoriques des anisotropies de température et de la déflexion.Le spectre de puissance des anisotropies de température du CMB, visible sur la figure (a), est calculé avec CAMB dans un modèle ΛCDM à partir des paramètres cosmologiques déterminés par l’équipe de WMAP intégrant sept années d’observations. La figure (b) montre quand à elle, le spectre de puissance de la déflexion correspondant.
6.1.2 Simulation avec CAMB
Pour calculer les spectres de puissance des anisotropies de température et de polarisation du CMB, il faut faire évoluer linéairement les perturbations primordiales dans un modèle d’Univers et en déduire la répartition statistique de la densité lors de l’époque de recombinaison, ce qui permet finalement d’estimer les spectres de puissance angulaire du CMB. Au cours de leur parcours, depuis la surface de dernière diffusion jusqu’au détecteur, les photons du CMB subissent des perturbations, notamment la déflexion par effet de lentille gravitationnelle produit par les grandes structures. Pour tenir compte de l’impact de cet effet sur les spectres de puissance, il faut finalement propager les photons de la surface de dernière diffusion jusqu’au détecteur.
Plusieurs codes ont été développés afin d’estimer le spectre de puissance des anisotropies et de la polarisation du CMB à partir des paramètres cosmologiques. Nous utilisons le programme CAMB (Code for Anisotropies in the Microwave Background), développé par Antony Lewis et Anthony Challinor, dont les sources sont disponibles sur le site http://www.camb.info. Il permet d’estimer les spectres de puissance des anisotropies de température et de la polarisation du CMB, avec une précision de l’ordre de 0.3%, mais également d’estimer les spectres de puissance lentillés, le spectre de puissance du potentiel gravitationnel intégré ainsi que leurs spectres croisés, dans une large gamme de modèles d’Univers. Nous avons utilisé la version de février 2009. Une nouvelle version a été publiée depuis, en janvier 2010 mais les améliorations apportées n’ont pas d’influence sur notre