Déroulement prévu du SDSS-III

rendues publiques un an après leur fin. La mention « Devel » corres- pond aux phases de développement. Source : http ://www.sdss3.org

et 460.000 étoiles. Cette carte, ainsi que les spectres des objets ont été rendus publiques lors de la septième publication de données du SDSS (Data Release 7 ou DR7) et sont accessibles via le site web du SDSS1_{. L’étude de cette carte et notamment de la distribution des objets qu’elle contient,} a eu un impact considérable sur nos connaissances en astrophysique et en cosmologie. Au mo- ment d’écrire ces lignes, le nombre de publications faisant référence au SDSS dans leur titre vient de dépasser le nombre de 5.000 (incluant les publications concernant la troisième génération du SDSS) et cumulent plus de 200.000 citations. Parmi les résultats scientifiques majeurs du SDSS se trouve la première détection à 3,6σ des oscillations acoustiques de baryons par Eisenstein et al. (2005). Effectuée à l’aide d’un sous échantillon de plus de 46.000 galaxies lumineuses rouges, cette détection a permis la mesure de la distance absolue à un décalage spectral z = 0,35 avec une incertitude de 5%.

3.1.2 SDSS-III

La troisième génération du SDSS a commencé à l’automne 2008, à la suite du SDSS-II. Ba- sée sur le même télescope que les générations précédentes, elle est constituée de quatre relevés différents : The Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment (APOGEE), the Multi- object APO Radial Velocity Exoplanet Large-area Survey (MARVELS), the Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration 2 (SEGUE-2) et the Baryon Oscillation Spectroscopique Survey (BOSS). Le déroulement prévu du SDSS-III est illustré en figure 3.1. Dans cette section, les trois premiers relevés cités sont brièvement présentés. Une description plus complète du relevé BOSS, sur lequel a été effectué cette thèse, est donnée dans la suite de ce chapitre.

SEGUE-2

The Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration a produit les spectres d’en- viron 118.000 étoiles appartenant au halo stellaire de notre galaxie. Possédant des magnitudes apparentes inférieures à 19, ces étoiles appartiennent à différentes populations mais sont toutes situées entre 10 kpc et 60 kpc du centre galactique. Combinées avec les 230.000 spectres d’étoiles obtenus par SEGUE-1, les données de SEGUE-2 révèlent la complexité des sous-structures ci- nématiques et chimiques du halo stellaire de la Voie Lactée, nous renseignant sur la façon dont

The Baryon Oscillation Spectroscopic Survey 49 notre galaxie s’est assemblée et enrichie en métaux. SEGUE-2 a enregistré ses données pendant les périodes sombres, entre l’automne 2008 et le printemps 2009, s’achevant ainsi avant le démar- rage de BOSS à l’automne 2009. Il a utilisé un spectrographe couvrant une gamme en longueur d’onde allant de 385 nm à 920 nm. La résolution moyenne des spectres obtenus est de 2.000 pour un signal sur bruit typique de 25.

APOGEE

The APO Galactic Evolution Experiment est un relevé visant à observer environ 100.000 étoiles géantes rouges de magnitudes apparentes inférieures à 12,5 et situées en différents endroits de notre galaxie (bulbe, disque, bar et halo). En mesurant précisément les vitesses particulières ainsi que la composition chimique des étoiles, APOGEE étudie la dynamique ainsi que l’histoire chimique de notre galaxie. La prise de données a commencé au printemps 2011 et devrait durer jusqu’au printemps 2014. Tandis que BOSS observe durant les périodes « sombres » (quand la partie éclairée du disque lunaire est inférieure à 60% et la Lune se situe sous l’horizon), APOGEE observe durant les périodes « claires ». Le signal sur bruit moyen des spectres d’APOGEE (S/B ∼ 100) ainsi que la résolution type de 20.000 sont bien supérieurs à ceux de SEGUE-2, ce qui est évidemment lié à la plus faible magnitude des étoiles observées.

MARVELS

The Multi-object APO Radial Velocity Exoplanet Large-area Survey était un relevé spectro- scopique visant à observer 11.000 étoiles brillantes de notre galaxie. MARVELS devait observer chaque étoile entre 25 et 35 fois sur une période de 18 mois, étudiant leur vitesse radiale à la re- cherche d’exoplanètes gazeuses géantes. Démarré à l’automne 2008, ce relevé visait à contraindre les modèles théoriques de formation et d’évolution des systèmes à planètes géantes. Il était mené en parallèle de BOSS, pendant les périodes claires d’observation, et devait être achevé au prin- temps 2014. La résolution des spectres requise pour détecter les exoplanètes géantes n’ayant pas été atteinte, ce projet a été arrêté en 2012.

3.2 Objectifs de BOSS

Comme son nom l’indique, BOSS est un relevé destiné à l’observation des BAO. Le but du re- levé est d’atteindre une sensibilité suffisante pour mesurer de manière indépendante le paramètre de Hubble H(z), grâce à une observation du pic acoustique le long de la ligne de visée, et la distance angulaire DA(z), grâce à une observation du même pic mais transversalement à la ligne de visée. Ces mesures peuvent alors être transformées en contraintes sur les paramètres cosmolo- giques tels que ΩM, ΩΛ, w0, etc. Pour obtenir de telles contraintes, BOSS mène en parallèle deux relevés spectroscopiques couvrant plus de 10.000 deg2_{de ciel.}

Le premier est dédié à l’observation de 1,5 millions de galaxies ayant des décalages spectraux compris dans l’intervalle 0,15 < z < 0,7 avec une densité moyenne de 150 deg−2_{. Ce relevé} peut lui même être subdivisé en deux échantillons. Un premier échantillon à bas décalage spectral (0,15 < z < 0,43 avec un décalage moyen ¯z = 0,3) vise à compléter celui commencé par SDSS puis repris par SDSS-II. L’objectif est d’augmenter la densité de LRG passant ainsi de ∼10 deg−2 pour SDSS-II à 30 deg−2_{. Un second échantillon à plus grand décalage spectral (0,43 < z < 0,7} pour un décalage moyen ¯z = 0,57), appelé CMASS (pour constant mass), élargit la sélection des galaxies, atteignant une densité de surface de 120 deg−2_{. La figure 3.2 présente la précision} attendue sur la distance volumique DV (définie en section 1.4.5) par l’échantillon CMASS à la fin

FIGURE3.2:Prévisions de sensibilité sur la distance volumique DV à la