Le satellite Planck

Planck1 _{est le nom}2 _{de la mission satellite de l’Agence Spatiale Européenne (ESA)}

destinée à observer le CMB sur tout le ciel avec une sensibilité et une résolution angulaire jamais atteintes (ce à quoi le fait de ne pas être perturbé par l’atmosphère participe). Le lancement du satellite, par une fusée Ariane 5, est actuellement prévu pour le deuxième semestre 20083

; le satellite Herschel fera également partie de ce lancement. Planck com- mencera alors son voyage vers son “site d’observation”, à savoir une orbite autour du point de Lagrange L2 du système Terre-Soleil (soit à ∼1,5 millions de kilomètres de la Terre) ; ceci lui permettra de garder en permanence les sources de bruits que sont le Soleil, la Terre et la Lune dans le dos. Son temps de vie est ensuite prévu, dans le cas optimiste, pour être de l’ordre de 2 ans, ce qui lui permettrait de faire quatre observations complètes du ciel (6 mois par ciel) ; cette durée dépend très fortement du rythme auquel le satellite va consommer la réserve d’hélium liquide nécessaire pour refroidir ses détecteurs à une température de 100 mK et ainsi atteindre la sensibilité désirée.

Le but premier de cette mission est de réaliser la mesure ultime du spectre des aniso- tropies de température du CMB, dans le sens où la précision sera ici limitée par la variance cosmique ; c’est cependant loin d’être sa seule raison d’être. Il doit également lever un peu plus le voile sur les anisotropies de polarisation. En effet, Planck va pouvoir faire une me- sure exceptionnelle du spectre des modes E de polarisation du CMB, jusqu’à l ∼1500. Prédire les capacités de Planck en terme d’observation des modes B de polarisation s’avère être malheureusement basé sur un pari, du moins en ce qui concerne les modes B primordiaux, i.e. générés par les ondes gravitationnelles ayant dues être produites lors de l’inflation : on ne connaît pas à l’heure actuelle l’échelle d’énergie à laquelle l’inflation a eu lieu, ce qui se traduit directement en une ignorance sur l’amplitude des modes B générés par l’inflation. Ces modes B peuvent aussi être générés par effet de lentille gravitationnelle. Les perturba- tions scalaires de la métrique lors du découplage matière-rayonnement ne peuvent générer que des modes E ; leur image est cependant distordue au cours du voyage des photons du CMB depuis la surface de dernière diffusion jusqu’à nous lors de la traversée des puits de potentiels dûs à la présence de matière et ne peuvent plus être seulement décrits par des

1

http: //www.esa.int/science/planck

2

Ce nom lui a évidemment été attribué en hommage au physicien Max Planck, qui découvrit la loi de corps noir dont le CMB est le meilleur exemple connu à ce jour.

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Des esprits malintentionnés auraient pu donner “l’année prochaine” comme date de lancement au lieu de 2008, en mettant en avant que cette information serait alors juste pour plusieurs années ; “Dieu m’est témoin que je n’ai pas voulu cela”, comme dirait Marcel...

Fig. IV.1:_{Vue d’artiste du satellite Planck. Source : ESA.}

modes de parité paire : des modes B sont ainsi produits (cf. la thèse de Laurence Perotto (2005)). Planck ne sera cependant que peu sensible à cette composante. Ses capacités à mesurer les différents spectres sont détaillées sur la figure IV.2.

L’étude des anisotropies primaires du CMB n’est pas non plus le seul rôle de Planck. En particulier (pour ce qui nous intéresse ici), il va permettre de constituer un catalogue d’amas de galaxies grâce à leur empreinte par effet SZ. Ce catalogue devrait contenir plu- sieurs milliers d’amas (l’imprécision sur la prédiction de ce nombre dépend essentiellement de l’imprécision actuelle sur la valeur de σ8 et sur les capacités exactes de Planck), ce qui

en fera le plus grand catalogue sur tout le ciel. Je détaillerai ce point au cours de toute cette partie. Finalement, Planck sera également sensible à de nombreuses émissions galactiques (émission synchrotron, poussières galactiques, bremsstrahlung...) ainsi qu’au champ magné- tique galactique à travers son impact sur les données polarisées. Toutes ces émissions (au même titre que l’effet SZ) doivent être soustraites pour pouvoir obtenir des informations sur le CMB seul ; elles n’en sont pas moins riches en informations capitales, aussi bien sur des objets particuliers de la galaxie que sur des processus galactiques globaux.

Pour pouvoir ouvrir l’accès à toute cette science, Planck est constitué de deux instru- ments, LFI (Low Frequency Instrument) et HFI (High Frequency Instrument), couvrant à eux deux un domaine en fréquence allant de 30 à 857 GHz à travers 9 bandes distinctes. LFI apparaît comme étant l’héritier direct de COBE et WMAP : la technologie mise en œuvre est celle des antennes radio avec amplification HEMT (pour High Electronic Mobility Technology). Il observera le ciel dans trois bandes de fréquences de 30 à 70 GHz avec une résolution angulaire allant de 14 à 33 arcmin. HFI est quant à lui constitué de 52 bolomètres dont 32 sensibles à la polarisation. Il couvrira un domaine de fréquence allant de 100 à 857

100 10 10 100 1000 1 0.1 0.01

l (multipole)

∆

(

µ

K

)

ΘE

EE

BB

Fig.IV.2:_{Les spectres des différentes anisotropies primaires du CMB sont représentés} sur cette figure (température en noir, corrélation entre température et modes E de polarisation en vert, modes E de polarisation en bleu, modes B de polarisation en rouge). On distingue en particulier les deux composantes intervenant dans la génération des modes B : les ondes gravitationnelles primordiales (gravitational waves ; bas l) et l’effet de lentille gravitationnelle (gravitational lensing ; hauts l). Les rectangles superposés sur ces courbes correspondent aux prédictions des capacités de Planck en termes de barres d’erreurs. La cosmologie considérée ici est Ωtot = 1, ΩΛ = 2/3, Ωbh2 = 0,02,

Ωmh2 = 0,16, n = 1, zri = 7 et Ei = 2,2.1016 GeV (où zri est le redshift auquel est

supposée avoir lieu la réionisation et Ei l’énergie à laquelle l’inflation a lieu). Cette

figure est due à Hu & Dodelson (2002).

GHz à travers 6 bandes distinctes avec une résolution angulaire comprise entre 5 et 10 arc- min. Les principales caractéristiques de ces instruments sont détaillées dans le tableau IV.1. Pour plus de détails, on pourra par exemple se reporter sur le Blue Book (The Planck Consortia, 2005). Une observation multi-fréquentielle telle que celle que Planck va réaliser est indispensable pour pouvoir séparer chacune des composantes (leurs spectres sont très différents les uns des autres). Ainsi le choix de ses fréquences d’observations n’a-t-il rien d’arbitraire. En particulier, les fréquences 143, 217 et 353 GHz sont clairement imposées par le spectre de l’effet SZ : il est négatif et proche d’un extremum à 143 GHz, nul à 217 GHz et positif et proche de son autre extremum à 353 GHz. Les fréquences d’observations de LFI et HFI sont comparées au spectre du SZ sur la figure IV.3.

La quasi totalité des informations que j’ai données ici sont inutilisables telles qu’elles dans mon modèle (en dehors de la surface de couverture) : le fait de connaître les fréquences d’observations, résolutions, etc., ne peut pas permettre directement de savoir quels amas seront observés par Planck dans une simulation donnée. Régler ce problème est le but du travail actuellement fourni par le Working Group 2 de la collaboration Planck (qui s’occupe de la séparation de composantes ; dorénavant WG2) : à partir de simulations complètes (i.e.

Largeur de bande (∆ν/ν) 0,2 0,2 0,2 0,33 0,33 0,33 0,33 0,33 0,33

Résolution angulaire [arcmin] 33 24 14 10 7,1 5,0 5,0 5,0 5,0

Sensibilité [µK] 4,4 6,5 9,8 6,8 6,0 13,1 40,1 401 18300

Tab.IV.1:_{Caractéristiques des instruments LFI et HFI du satellite Planck en terme} de fréquences d’observations, de largeurs de bandes, de résolutions angulaires et de sensibilités. Les informations contenues dans ce tableau sont issues du Blue Book (The Planck_{Consortia, 2005).}

Fig.IV.3:_{Fréquences d’observations des instruments LFI et HFI du satellite Planck.} Chaque zone grisée correspond à une des bandes passantes d’un des deux instruments. La courbe rouge superposée représente le spectre de l’effet SZ thermique (cf. Fig. II.10). Cette figure met clairement en avant les capacités de Planck à permettre un sondage SZ. Elle est extraite du Blue Book (The Planck Consortia, 2005).

des cartes SZ d’amas sur lesquelles sont ajoutés les bruits que sont le CMB, les différents avant-plans, les bruits instrumentaux...) sur lesquelles on applique les techniques de détection d’amas actuellement mise en œuvre (en particulier celle des filtres adaptés ou matched filters (Melin et al., 2006)), on détermine une limite effective de détection sur le flux SZ, Ylim(tous

les amas dont le flux est supérieur à Ylim sont observés). Cette fois, c’est une information

dont je peux directement me servir dans le modèle pour savoir si un amas est détecté. La limite que j’ai prise en compte pour une détection à 5σ par Planck est alors :

Ylim= 6.10−4arcmin2 . (IV.1)

Cette valeur est cependant encore en cours d’étude par le WG2 et ne doit donc être considérée que comme préliminaire. Ce n’en sera pas moins à mes yeux la “définition” de Planck.

Fig. IV.4:_{Vue d’artiste du satellite ROSAT. Source : MPE.}