Détection et suppression des glitches

Typologie

Comme dit précédemment, les glitches sont répartis entre trois familles : long (long), court (short) et lent (slow). Ces séparations sont le résultat de plusieurs années de travail, d’analyse de données (Planck Collaboration et al. 2014b) ou expérimental (Catalano et al. 2014).

Ces familles sont définies par les constantes de temps de la descente en température des

glitches représentée par une équation de décroissance exponentielle du type :

P(t) = � A_i× 𝑒𝑒^{− 𝑝𝑝𝜏𝜏}𝑖𝑖

𝑁𝑁

𝑖𝑖=1

(3.1) À ce jour, 8 constantes de temps sont prises en compte pour soustraire du signal les

glitches. Les principales, avec leurs amplitudes, sont données dans la Table 3.1. Les valeurs des

constantes de temps sont estimées en ajustant un modèle basé sur l’équation (3.1) à un empilement d’un grand nombre d’évènements de même famille.

Constante de temps Glitch court Glitch long Glitch lent

1ère 5 ms 5 ms /

2ème / 50 ms 50 ms

Table 3.1 : Principales constantes de temps des glitches. Données tirées de (Planck Collaboration et al. 2014b)

La montée en température du glitch n’est pas étudiée car la fréquence d’acquisition à 180 Hz (5,56 ms) n’est pas assez élevée pour observer une variation de la constante de temps de montée. On ne peut ainsi définir la constante de temps de montée que comme inférieure à 5 ms, et ce quel que soit le type de glitch.

Chaque type de glitch correspond à un effet thermique bien particulier créé au sein du bolomètre. Ils sont décrits ci-dessous et récapitulés au sein de la Figure 3.2. Ces trois types de

glitch ont été obtenus par empilement de nombreux évènements afin de faire ressortir les

constantes de temps principales. Ces résultats sont à mettre en lumière avec les informations données dans la partie « Liens thermiques au sein d’un bolomètre » du §2.4.4.

• Les courts, très rapides dans leur descente, sont liés à une interaction entre la particule et le centre du bolomètre (grille, thermomètre). La chaleur se diffuse rapidement au niveau du senseur, est absorbée par le wafer de grande capacité calorifique (comparée à celle de la grille), puis se diffuse au sein du housing.

• Les longs sont créés par une interaction d’une particule avec le wafer. Les caractéristiques de cette famille ont été déterminées lors de plusieurs expériences à l’IAS, au LPCS et à l’Institut Néel. Le Chapitre 4 décrit en détail ces études.

• Les lents restent encore mal expliqués mais nous savons qu’ils se forment uniquement dans les bolomètres PSBa.

Figure 3.2 : Localisation de l’interaction des particules cosmiques avec le bolomètre pour les glitches de type court, long et lent. Pour chaque type sont données les principales constantes de temps et l’élément impacté du bolomètre.

Détection et ajustement du modèle

Les glitches sont détectés en repérant la valeur maximum sur 3 points dans des données dont le signal du ciel a été supprimé (grâce aux multiples observations de HFI d’une même portion de ciel entre chaque dépointage) pour une fenêtre de 1000 échantillons. Seuls les évènements supérieurs à 3,2 σ (environ 1 µK) sont sélectionnés afin de limiter les fausses détections.

Un ajustement joint (joint fit) de l’amplitude des modèles long et court de glitch est réalisé pour chaque glitch détecté. Les modèles long et court sont créés indépendamment et sont composés respectivement de 3 et 4 constantes de temps. Les paramètres des modèles varient

Glitch long

• TC : 5 ms + 50 ms • Interaction avec le wafer

entourant la grille

Glitch lent • TC : 50 ms

• Uniquement détecté dans les PSBa, signal corrélé dans les PSBb

Glitch rapide • TC : 5 ms

• Interaction avec la grille ou le thermomètre

globalement en fonction de l’ajustement. Cela permet de n’ajuster qu’un facteur d’amplitude global pour chaque type de glitch et chaque évènement.

Pour chaque évènement, l’ajustement du double modèle est réalisé par la méthode des moindres carrés. On obtient ainsi deux paramètres : les deux amplitudes des modèles de glitch court et long. La séparation entre les familles court et long est réalisée par comparaison des deux amplitudes. Les glitches lents sont détectés comme longs mais composés d’une amplitude très élevée.

Soustraction du modèle

Le modèle estimé est retiré des TOI des bolomètres (voir Figure 3.3) afin de minimiser l’impact de l’interaction des particules cosmiques avec les détecteurs dans les données. La composante rapide des glitches est supprimée des données. La soustraction de l’ajustement du modèle sur les longues constantes de temps au signal permet de conserver le maximum de données pour l’analyse scientifique.

Après traitement, le pourcentage de données signalées comme contaminées et écartées de l’analyse varie de 6 % à 20 % en fonction du bolomètre. Les données écartées de l’analyse sont de 14,4 %, 16,1 %, 16,8 %, 17,1 %, 12,8 % et 11,2 % pour chaque fréquence de bolomètre entre 100 et 857 GHz.

Figure 3.3 : portion de données d'un détecteur à 143 GHz autour de multiples glitches. [A gauche] en noir, le segment de donnée brutes pour lequel une estimation du signal du ciel a été soustraite. En rouge le signal des glitches reconstruit à partir des modèles ajustés des glitches longs. [A droite] Le tracé noir correspond aux données pour lesquelles le ciel et les modèles de glitches ont été soustraits. Les données repérées non utilisables pour l’analyse scientifique sont mises à zéro. Le tracé rouge est identique à celui de la figure de gauche. (Planck Collaboration et al. 2014b).

Une comparaison des spectres de puissance avec et sans soustraction des modèles de

glitches pour les bolomètres à 100 GHz est donnée Figure 3.4. L’énergie latente des glitches

non retirée du signal participe fortement au bruit entre 0,002 Hz et 2 Hz. La constante de temps de 2 s est responsable, elle, de l’excès entre 0,01 Hz et 0,1 Hz. La soustraction des modèles des

glitches court et long réduit d’un ordre de grandeur la contamination du signal cosmologique

Figure 3.4 : Spectre de puissance du bruit pour les bolomètres à 100 GHz. Les courbes noires correspondent au spectre de puissance sans soustraction des modèles de glitches pour les bolomètres PSBb et les SWB ; les courbes bleues pour les PSBa. Les courbes sont réalignées à 20 Hz. En rouge sont donnés les spectres de puissance après soustraction. On observe l’effet du déglitchage des données, principalement entre 0,002 Hz et 2 Hz.

Repérage dans la base de données

Les données associées aux glitches sont repérées dans la base de données de Planck/HFI. De même nombre d’échantillons que les TOI des bolomètres, ces objets permettent d’analyser les effets des glitches échantillon par échantillon et de les classer par famille.

Chaque échantillon des TOI est détaillé par un mot de 8 bits regroupant les informations listés dans la Table 3.2.

Bit Valeur Information

0 1 Données à rejeter pour l'analyse

1 1 Données à rejeter car signature de rayons cosmiques

2 1 ^{Position du maximum du signal des rayons cosmiques qui ont une} _{signature courte (donc pas les lents)} 3 1 Position du max d'un évènement qui a une partie longue détectée 4 1 Non utilisé

5 1 Evénement détecté par le despike qui repère des traînées à 2 secondes 6 1 Evénement négatif

7 1 Problème détecté dans la reconstruction du signal par le despike Table 3.2 : Liste des informations associées à chaque bit égal à 1 du mot.

On peut ainsi repérer les différents types de glitches en analysant les bits 2 et 3 des objets. Les études des glitches et des HCE (Chapitre 5) sont basées sur ces données.

Mot binaire Résultat en nombre Type de glitch

00000100 4 glitch court

00001100 12 glitch long

00001000 8 glitch lent