1.3 Prédictions et observables
1.3.4 Distorsions dans l’espace des redshifts
∝ rS (1.73)
Les figures 1.8 représentent la fonction de corrélation et le spectre de puissance évalués à l’aide d’un échantillon de 147 000 quasars observés entre z = 0.8 et z = 2.2 par l’expérience eBOSS [18]. C’est la première détection du signal BAO dans cette zone en redshift, réalisée à partir seulement d’un tiers du catalogue final de quasars qui sera produit en fin du relevé eBOSS. Cette mesure est reportée sur la figure 1.9 par le point rouge. Le pic BAO est bien visible sur le graphe de gauche représentant la fonction de corrélation.
FIGURE 1.8 Mesure du BAO à partir de l’échantillon des quasars (147 000) observés à 0.8 < z < 2.2par l’expérience eBOSS sur ∼2000 deg2. Les termes indicés smooth correspondent aux meilleurs ajustements sur les données des modèles sans composante autorisant la présence d’un pic. Ces termes interviennent dans l’expression des quantités affichées afin d’isoler et amplifier le signal BAO. Figures extraites de [19].
(A) Fonction de corrélation. Le pic BAO est claire- ment visible.
(B) Spectre de puissance. Les oscillations obser- vées sont dues à la présence du pic BAO.
La détection du signal BAO couvre actuellement la plage en redshift 0 < z < 2.5 en utilisant comme traceurs de la matière soit des galaxies, soit les forêts Ly-α. Les mesures du BAO ont progressé en précision grâce aux nombreux projets des dix dernières années. Ces mesures sont résumées figure 1.9. Ces résultats sont en excellent accords avec ceux de Planck obtenus dans le cadre du modèle ΛCDM. L’incertitude sur les prédictions de Planck est de l’ordre du pourcent sur toute la plage en redshift. Les mesures du BAO approchent une précision comparable.
1.3.4 Distorsions dans l’espace des redshifts
Les structures à grande échelle sont affectées par la matière qui s’effondre sous l’effet des forces gravitationnelles. Les redshifts mesurés des galaxies circulant dans ces flux de matière
FIGURE 1.9 Relation distance-redshift établie à l’aide de plusieurs relevés BAO. rdrag est l’échelle BAO comobile donnée au moment de la phase de recombinaison de l’Univers. La quantité représentée sur ce graphe correspond au rapport de la distance BAO isotropique DV sur rdrag divisé par les prédictions de ce même rapport obtenues dans le cadre du modèle ΛCDM avec les données de Planck. Les bandes grises montrent les intervalles de confiance à ±1σ et ±2σ des prédictions de Planck centrées sur l’unité. Les expériences de mesure du BAO associées aux marqueurs tracés avec leur barres d’erreur à 1σ sont : 6dFGS [20] (étoiles vertes), SDSS MGS [21] (carré violet), BOSS DR12 [22] (triangles rouges), WiggleZ [23] (cercles bleus), quasars SDSS [19] (cercle rouge), et BOSS Ly-α [24] (croix jaune). Figure extraite de [8].
contiennent la composante projetée le long de la ligne de visée de leurs vitesses particulières. En comparant la distance apparente de paires de galaxies le long de la ligne de visée à celle de paires transverses, il est possible d’en déduire les flux de matière en jeu. Cette méthode est connue sous le nom de redshift-space distortions (RSD) [25].
La distance des galaxies observées est déterminée par la mesure de leur redshift. Le spectre de puissance de la matière est donc étudié dans l’espace des décalages spectraux. Le redshift d’un objet est la somme du redshift cosmologique dû à l’expansion de l’Univers et d’un décalage spectral provoqué par effet Doppler dû à la vitesse propre des l’objet. L’effet des RSD apparaît. Pour des galaxies distantes, la position ~s dans l’espace des décalages spectraux est reliée à celle dans l’espace réel ~r par :
~s = ~r + vz(~r) aH (z)
~
Z (1.74)
où le vecteur unitaire ~Zdirige la ligne de visée et vzest la composante de la vitesse propre des
galaxies projetée de long de la ligne de visée. Deux effets des vitesses particulières des galaxies apparaissent :
— L’effet Kaiser correspond à un renforcement apparent des perturbations de densité δ par une distribution cohérente des vitesses particulières des galaxies le long de la ligne de
visée.
— L’effet Finger-of-God correspond à l’amortissement apparent des perturbations de den- sité δ par une distribution incohérente des vitesses propres des galaxies. Cet effet inter- vient à des échelles de 1 Mpc pour des systèmes virialisés.
Un modèle du spectre de puissance qui rend compte de l’effet Kaiser [26, 27] est :
PKaiser(k, µ) = b2 1 + f µ2 Plin(k) (1.75)
où Plin est le spectre de puissance écrit éq. 1.59, µ est le cosinus de l’angle entre la ligne de
visée et le vecteur d’onde ~k, β = fb avec f le taux de croissance des structures qui quantifie la vitesse à laquelle grandissent les surdensités dans l’Univers et b le biais défini ci-après. Les galaxies observées sont des traceurs du champ de matière mais ne le représentent pas totale- ment. Le rapport entre les fluctuations du champ de densité de la matière ρ et celles du champ de galaxies observé n est représenté par un biais b tel que :
∆n n = b
∆ρ
ρ (1.76)
Ce biais est très difficile à estimer car il est fonction de nombreux paramètres comme la nature du traceur, son environnement, sa distance, . . .
La figure 1.10 montre la fonction de corrélation à deux points dans les directions parallèles et perpendiculaires à la ligne de visée. Un anneau de rayon 100 h−1M pcest visible et corres- pond au pic BAO c’est-à-dire à une surdensité de galaxies distantes de 100 h−1M pc. L’effet des RSD se manifeste par une anisotropie due à l’effet Kaiser de la fonction de corrélation le long de la ligne de visée à une échelle plus petite que le BAO de l’ordre de 50 Mpc et par la ligne verticale formée par l’effet Finger-of-God à une échelle encore plus petite de l’ordre du Mpc. L’amplitude des RSD est directement proportionnelle au taux de croissance des struc- tures et est liée à la dynamique de celles-ci qui s’attirent par attraction gravitationnelle. Les RSD permettent de tester la validité de la relativité générale à des échelles cosmologiques [28]. La figure 1.11 résume les mesures en fonction du redshift produites pour différents relevés du taux de croissance des structures multiplié par la quantité notée σ8 représentant l’amplitude
des fluctuations de densité de matière noire à une échelle comobile de 8 Mpc. Ces résultats sont en excellent accords avec ceux de Planck obtenus dans le cadre du modèle ΛCDM.
FIGURE1.10 Fonction de corrélation à deux points dans les directions parallèles et perpendicu- laires à la ligne de visée. L’anneau formé par le pic BAO est visible. Les RSD sont responsables d’un écrasement de la fonction de corrélation. Figure extraite de [29].
FIGURE 1.11 Contraintes du taux de croissance des structures en fonction du redshift. Les bandes grises montrent les intervalles de confiance à ±1σ et ±2σ de part et d’autre des prédic- tions de Planck représentées par la ligne noire et obtenues dans le cadre du modèle ΛCDM. Les relevés associés aux marqueurs tracés avec leur barre d’erreur à 1σ sont : 6dFGS [30] (en cyan foncé), 6dFGRS [31] (en vert), SDSS MGS [32] (en violet), SDSS LRG [33] (en cyan clair), GAMA [34] (en rouge foncé), BOSS DR12 [22] (en rouge), WiggleZ [35] (en bleu), VIPERS [36] (en vert olive), FastSound [37] (en bleu foncé) et quasars BOSS 14 [38] (en orange). Figure extraite de [8].
Bibliographie
[1] Planck Collaboration et al. Planck 2018 results. vii. isotropy and statistics of the cmb. arXiv e-prints, page arXiv :1906.02552, Jun 2019.
[2] Edwin Hubble. A relation between distance and radial velocity among extra-galactic ne- bulae. Proceedings of the National Academy of Science, 15(3) :168–173, Mar 1929.
[3] P. Astier et al. The supernova legacy survey : measurement of ΩM, ΩΛ and w from the
first year data set. Astronomy and Astrophysics, 447(1) :31–48, Feb 2006.
[4] Jon A. Holtzman et al. The sloan digital sky survey-ii : Photometry and supernova ia light curves from the 2005 data. The Astronomical Journal, 136(6) :2306–2320, Dec 2008.
[5] Richard Kessler et al. First-year sloan digital sky survey-ii supernova results : Hubble diagram and cosmological parameters. The Astrophysical Journal Supplement, 185(1) :32– 84, Nov 2009.
[6] Adam G. Riess et al. New hubble space telescope discoveries of type ia supernovae at z > ;= 1 : Narrowing constraints on the early behavior of dark energy. The Astrophysical Journal, 659(1) :98–121, Apr 2007.
[7] A. Conley et al. Supernova constraints and systematic uncertainties from the first three years of the supernova legacy survey. The Astrophysical Journal Supplement, 192(1) :1, Jan 2011.
[8] Planck Collaboration et al. Planck 2018 results. vi. cosmological parameters. arXiv e-prints, page arXiv :1807.06209, Jul 2018.
[9] Adam G. Riess et al. Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant. The Astronomical Journal, 116(3) :1009–1038, Sep 1998. [10] S. Perlmutter et al. Measurements of Ω and Λ from 42 high-redshift supernovae. The
Astrophysical Journal, 517(2) :565–586, Jun 1999.
[11] D. J. Fixsen. The temperature of the cosmic microwave background. The Astrophysical Journal, 707(2) :916–920, Dec 2009.
[12] Planck Collaboration et al. Planck 2018 results. i. overview and the cosmological legacy of planck. arXiv e-prints, page arXiv :1807.06205, Jul 2018.
[13] R. K. Sachs and A. M. Wolfe. Perturbations of a cosmological model and angular varia- tions of the microwave background. The Astrophysical Journal, 147 :73, Jan 1967.
[14] Daniel J. Eisenstein et al. Detection of the baryon acoustic peak in the large-scale corre- lation function of sdss luminous red galaxies. The Astrophysical Journal, 633(2) :560–574, Nov 2005.
[15] Daniel J. Eisenstein et al. Improving cosmological distance measurements by reconstruc- tion of the baryon acoustic peak. The Astrophysical Journal, 664(2) :675–679, Aug 2007. [16] Lauren Anderson et al. The clustering of galaxies in the sdss-iii baryon oscillation spec-
troscopic survey : baryon acoustic oscillations in the data release 9 spectroscopic galaxy sample. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 427(4) :3435–3467, Dec 2012.
[17] David H. Weinberg et al. Observational probes of cosmic acceleration. Physics Reports, 530(2) :87–255, Sep 2013.
[18] Kyle S. Dawson et al. The sdss-iv extended baryon oscillation spectroscopic survey : Overview and early data. American Astronomical Society, 151(2) :44, Feb 2016.
[19] Metin Ata et al. The clustering of the sdss-iv extended baryon oscillation spectroscopic survey dr14 quasar sample : first measurement of baryon acoustic oscillations between redshift 0.8 and 2.2. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 473(4) :4773–4794, Feb 2018.
[20] Florian Beutler et al. The 6df galaxy survey : baryon acoustic oscillations and the local hubble constant. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 416(4) :3017–3032, Oct 2011.
[21] Ashley J. Ross et al. The clustering of the sdss dr7 main galaxy sample - i. a 4 per cent distance measure at z = 0.15. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 449(1) :835– 847, May 2015.
[22] Shadab Alam et al. The clustering of galaxies in the completed sdss-iii baryon oscillation spectroscopic survey : cosmological analysis of the dr12 galaxy sample. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 470(3) :2617–2652, Sep 2017.
[23] Eyal A. Kazin et al. The wigglez dark energy survey : improved distance measurements to z = 1 with reconstruction of the baryonic acoustic feature. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 441(4) :3524–3542, Jul 2014.
[24] Julian E. Bautista et al. Measurement of baryon acoustic oscillation correlations at z = 2.3 with sdss dr12 lyα-forests. Astronomy and Astrophysics, 603 :A12, Jun 2017.
[25] Patrick McDonald et al. How to evade the sample variance limit on measurements of redshift-space distortions. Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 2009(10) :007, Oct 2009.
[26] Nick Kaiser. Clustering in real space and in redshift space. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 227 :1–21, Jul 1987.
[27] Atsushi Taruya et al. Baryon acoustic oscillations in 2d : Modeling redshift-space power spectrum from perturbation theory. Physical Review D, 82(6) :063522, Sep 2010.
[28] Arthur Stril et al. Testing standard cosmology with large-scale structure. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 404(1) :239–246, May 2010.
[29] Lado Samushia et al. The clustering of galaxies in the sdss-iii baryon oscillation spectro- scopic survey : measuring growth rate and geometry with anisotropic clustering. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 439(4) :3504–3519, Apr 2014.
[30] Dragan Huterer et al. Testing Λcdm at the lowest redshifts with sn ia and galaxy velocities. Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 2017(5) :015, May 2017.
[31] Florian Beutler et al. The 6df galaxy survey : z≈ 0 measurements of the growth rate and σ8. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 423(4) :3430–3444, Jul 2012.
[32] Cullan Howlett et al. The clustering of the sdss main galaxy sample - ii. mock galaxy catalogues and a measurement of the growth of structure from redshift space distortions at z = 0.15. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 449(1) :848–866, May 2015.
[33] Akira Oka et al. Simultaneous constraints on the growth of structure and cosmic expan- sion from the multipole power spectra of the sdss dr7 lrg sample. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 439(3) :2515–2530, Apr 2014.
[34] Chris Blake et al. Galaxy and mass assembly (gama) : improved cosmic growth measure- ments using multiple tracers of large-scale structure. Monthly Notices of the Royal Astrono- mical Society, 436(4) :3089–3105, Dec 2013.
[35] Chris Blake et al. The wigglez dark energy survey : joint measurements of the expansion and growth history at z < ; 1. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 425(1) :405– 414, Sep 2012.
[36] A. Pezzotta et al. The vimos public extragalactic redshift survey (vipers). the growth of structure at 0.5 < ; z < ; 1.2 from redshift-space distortions in the clustering of the pdr-2 final sample. Astronomy and Astrophysics, 604 :A33, Jul 2017.
[37] Teppei Okumura et al. The subaru fmos galaxy redshift survey (fastsound). iv. new constraint on gravity theory from redshift space distortions at z ∼ 1.4. Publications of the Astronomical Society of Japan, 68(3) :38, Jun 2016.
[38] Pauline Zarrouk et al. The clustering of the sdss-iv extended baryon oscillation spectro- scopic survey dr14 quasar sample : measurement of the growth rate of structure from the
anisotropic correlation function between redshift 0.8 and 2.2. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 477(2) :1639–1663, Jun 2018.
Science et instrument de DESI
Sommaire 2.1 Science de DESI . . . 40 2.1.1 Objectifs scientifiques . . . 40 2.1.2 Traceurs de la matière . . . 41 2.2 Instrument de DESI . . . 432.2.1 Télescope et correcteur grand champ . . . 44 2.2.2 Plan focal et système de fibres . . . 45 2.2.3 Spectrographe . . . 48 2.2.4 Cryostats . . . 50 2.2.5 Opérations et traitement des données . . . 53 2.2.6 Validation des performances . . . 56
Bibliographie . . . 59
Le Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) est un projet d’étude de l’énergie noire basé sur la mesure du taux d’expansion de l’Univers. Le relevé sondera une région du ciel de 14 000 deg2et sera réalisé en cinq ans. Il démarrera début 2020. L’instrument DESI assurera un relevé spectroscopique d’un grand volume de l’Univers à une profondeur photométrique éle- vée, jusqu’à 23 mag dans la bande r. Son spectrographe est capable de collecter simultanément 5000 spectres. Différentes catégories de cibles astronomiques seront observées, représentant un échantillon final de 35 millions d’objets. Leur redshift est compris entre 0.05 < z < 4.0 et sera mesuré avec une haute résolution spectrale, entre R = 2000 et R = 5000, dans une plage étendue en longueur d’onde de 360 nm à 980 nm.
2.1
Science de DESI
Une grande partie des informations fournies dans cette section sont extraites du Science Final Design Report de DESI [1].