Les mesures des param`etres cosmologiques

Dans cette partie, nous allons rapidement mentionner l’´etat des mesures des param`etres

cosmologiques r´ealis´ees `a partir d’analyses combin´ees de diverses sondes observationnelles.

Dans Komatsuet al.[3], une analyse combin´ee des donn´ees de WMAP 7 ans, des BAO avec

les mesures de Percivalet al.[61] ainsi que les mesures de distance des C´eph´eides acquises par

Riess et al.[62] a ´et´e entreprise. L’analyse est d´ecrite en d´etail dans leur article, et dans le

tableau 1.1 sont r´epertori´ees les valeurs de certains param`etres cosmologiques.

En ce qui concerne les param`etres de l’´equation d’´etat de l’´energie noire, les contraintes

sont repr´esent´ees sur la figure 1.14. En supposant que l’´equation d’´etat de l’´energie noire est

donn´ee parw(a) =w₀+ (1−a)w₀, les valeurs d´eduites des fonctions de densit´e de probabilit´e

Param`etre cosmologique Moyenne et incertitude `a 68% niveau de confiance

Ω_bary 0.0458±0.0016

Ω_DM 0.223±0.014

ΩΛ 0.725±0.016

n^a_s 0.968±0.013

H₀ 70.2±1.4 km/s/Mpc

Tab. 1.1 – Tableau de valeur de certains param`etres cosmologiques calcul´es par Komatsu

et al.[3] `a partir d’une analyse combin´ee des donn´ees de WMAP 7 ans, des BAO et des

C´eph´eides. Les valeurs correspondent aux moyennes des fonctions de probabilit´ea posteriori

et les incertitudes correspondent `a 68% de niveau de confiance. Il a ´et´e suppos´e que l’Univers

´etait plat.

a: Indice du spectre des fluctuations scalaires primordiales.

l’intervalle `a 68% niveau de confiance. Ainsi, une constante cosmologique est coh´erente avec

ces observations.

Une compilation de 307 SNIa observ´ees par les exp´eriences SNLS, ESSENCE et HST

a ´et´e r´ealis´ee par Kowalski et al.[63]. Les auteurs ont r´ealis´e une analyse combin´ee de ces

SNIa avec les donn´ees BAO de Eisenstein et al.[45], et les donn´ees CMB de WMAP 5 ans

publi´ees par Dunkleyet al.[64]. La figure de droite de 1.14 montre les contraintes sur (ΩΛ,Ω_m)

pour chaque sonde (en couleurs) mais aussi lorsque les sondes sont combin´ees (en gris).

Dans cette analyse, l’´equation d’´etat de l’´energie noire et telle que w = cst, et la valeur

des param`etres cosmologiques `a 68.3% de niveau de confiance est report´ee dans le tableau

1.2. Leur analyse montre que les observations sont compatibles avec un univers plat et une

constante cosmologique.

Param`etre cosmologique Moyenne et incertitude `a 68.3% niveau de confiance

Ω_m 0.285⁺⁰₋₀^._.⁰²⁰⁺⁰₀₂₀₋₀^._.⁰¹⁰₀₁₀

Ω_k −0.010⁺⁰₋₀^._.⁰¹⁰⁺⁰₀₁₁₋₀^._.⁰⁰⁰⁶₀₀₄

w −1.001⁺⁰₋₀^._.⁰⁶⁹⁺⁰₀₇₃₋₀^._.⁰⁸⁰₀₈₂

Tab. 1.2 – Tableau de valeurs des param`etres cosmologiques calcul´es par Kowalskiet al.[63]

qui ont effectu´e une analyse combin´ee des donn´ees de SNIa, des BAO et du CMB. Les valeurs

correspondent aux moyennes des fonctions de probabilit´e a posteriori et les incertitudes

Fig.1.14 – Figure de gauche : Contraintes provenant de la fonction de densit´e de probabilit´e

jointea posteriori de (w₀, w_a) en ayant suppos´e que l’´equation d’´etat de l’´energie noire ´etait

param´etris´ee par w = w0 + (1−a)wa. Les contours montrent l’intervalle `a 68% et 95% de

niveau de confiance. L’Univers a ´et´e suppos´e plat. Figure extraite de Komatsuet al.[3]

Figure de droite : Figure montrant les contours `a 68.3%, 95.4% et 99.7% de niveau de

confiance, calcul´es `a partir de la fonction de densit´e de probabilit´e jointe a posteriori sur

les param`etres cosmologiques (ΩΛ,Ω<sub>m</sub>). Les contours gris correspondent `a la combinaison

Le t´elescope LSST

Maggie

The King of Limbs, Radiohead

Suite au succ`es des t´elescopes grand champ tels que SDSS, un projet plus ambitieux est

n´e il y a une dizaine d’ann´ees aux Etats-Unis : LSST (Large Synoptic Survey Telescope).

Ce dernier est d´edi´e principalement `a l’´etude de quatre programmes de science qui imposent

chacun des contraintes sur la conception du t´elescope. Par chance, les contraintes associ´ees

`a chaque programme scientifique sont souvent compatibles entre elles. Par cons´equent, le

t´elescope LSST n’est pas d´edi´e `a un unique programme et l’ensemble des donn´ees qu’il

pro-duira permettra de servir un champ large de l’astrophysique : de l’´etude du syst`eme solaire

`a la cosmologie.

Dans un premier temps, nous d´ecrirons les diff´erents programmes scientifiques, en

mention-nant les contraintes impos´ees sur la conception du t´elescope permettant d’atteindre les

ob-jectifs scientifiques. Dans un second temps, nous d´ecrirons les caract´eristiques du t´elescope

LSST. Enfin nous ´evoquerons certaines ´etapes de l’´etalonnage photom´etrique.

2.1 Les programmes scientifiques

Afin d’obtenir plus de d´etails, le lecteur peut se reporter aux documents officiels de la

collaboration LSST [65] et [50]. Dans ce qui suit, les contraintes sur les caract´eristiques du

t´elescope sont ´enonc´ees de mani`ere qualitative. L’aspect quantitatif sera abord´e dans la partie

2.2.

2.1.1 L’´energie noire

L’un des objectif de cette th`ese porte sur l’´etude de l’´energie noire. La construction du

t´elescope LSST a ´et´e, en grande partie, motiv´ee pour comprendre la nature de cette derni`ere.

Comme nous l’avons mentionn´e dans le chapitre 1, les principales sondes permettant de

comprendre la nature de l’´energie noire sont les lentilles gravitationnelles, les oscillations

acoustiques de baryons, le comptage des amas de galaxies, et les supernovae de type Ia.

Le CMB comme photographie de l’Univers primordial reste cependant indispensable comme

normalisation, par exemple pour la valeur de l’´echelle BAOs_BAO comme d´ecrit dans la partie

1.5.2.

Les lentilles gravitationnelles ainsi que les BAO requi`erent une grande taille de sondage, afin

que le volume effectif soit le plus important possible. LSST doit donc fournir un sondage

large et profond. Comme l’ellipticit´e des galaxies doit ˆetre connue avec une grande pr´ecision,

il faut que la qualit´e de l’image soit ´elev´ee. Afin de contrˆoler les effets syst´ematiques dus aux

conditions d’observations, il est pr´ef´erable que le temps de pose soit relativement faible. Les

redshifts des galaxies seront d´etermin´es par photom´etrie grˆace aux flux mesur´es dans chaque

filtre (d´ecrit plus en d´etail dans le chapitre 5). On verra qu’utiliser un syst`eme de filtres pour

mesurer la forme du spectre d’un objet astrophysique revient `a faire de la spectroscopie `a

basse r´esolution. Afin de minimiser l’incertitude sur le redshift photom´etrique, il est important

que les bandes passantes des filtres ne se recouvrent pas et que la transmission dans chaque

bande soit la plus haute possible.

Les SNIa quant `a elles imposent des contraintes sur la cadence d’observation, afin de mesurer

les courbes de luminosit´e. A l’inverse des autres sondes de l’´energie noire, chaque SNIa permet

de contraindre les param`etres cosmologiques. Il serait par cons´equent possible d’´evaluer une

d´ependance des param`etres de l’´equation d’´etat de l’´energie noire en fonction de la direction

d’observation, `a condition d’observer un nombre suffisamment de SNIa dans tout l’espace

accessible. C’est pourquoi le sondage de LSST doit ˆetre large. Ceci serait par exemple une

indication sur l’anisotropie de l’Univers et une indication de nouvelle physique. Comme pour

les lentilles gravitationnelles faibles, une image de bonne qualit´e est n´ecessaire pour distinguer

la galaxie hˆote de la supernova. La magnitude limite `a 5σ dans la bander pour d´etecter une

SNIa doit ˆetre de l’ordre de r ∼ 24 sachant que la magnitude absolue M A ≈ −19, et que

l’´energie noire est dominante `az≤0.7. Augmenter le redshift pour lequel on souhaite observer

les SNIa revient `a augmenter la magnitude limite.

Enfin, les points z´ero des termes de couleur1 (color zero point) doivent ˆetre connus avec

pr´ecision, afin de calculer le redshift photom´etrique avec une faible incertitude. En effet,

les rapports de flux entre les filtres sont les quantit´es importantes pour calculer un redshift

photom´etrique.

2.1.2 Le syst`eme solaire

En d´ecembre 2005, le congr`es des Etats-Unis a fait voter l’adoption d’une loi ordonnant

`a la NASA de faire l’inventaire (`a 90% de compl´etude d’ici `a 2020) des objets astrophysiques

de plus de 140 m de diam`etre proches de la Terre (NEO pour Near-Earth Object, situ´es `a

moins de 1.3 UA de la Terre). Ces objets proviennent de collisions d’ast´ero¨ıdes situ´es dans

la ceinture d’ast´ero¨ıdes entre Mars et Jupiter. Cette ´etude devrait permettre de recenser les

NEO qui pourraient ´eventuellement entrer en collision avec la Terre. Les NEO, situ´es `a une

distance de moins de 0.05 UA (soit ∼7.48 10⁶ km) sont connus sous le nom de PHA (pour

Potentially Hazardous Asteroid) et sont potentiellement dangereux pour la Terre. Afin de

mettre en application cette loi, un t´elescope optique comme LSST dot´e d’une ouverture de

l’ordre de 8 m`etres et poss´edant une cam´era de plusieurs milliards de pixels est n´ecessaire. La

recherche des PHA pose de fortes contraintes sur la cadence d’observation. Afin de calculer

l’orbite de tels objets, les observations doivent ˆetre rapproch´ees, et suffisamment courtes

(∼30 s) pour ´eviter de voir apparaˆıtre des traˆın´ees sur l’image. De plus, la pr´ecision sur la

position des objets doit ˆetre meilleure que 0.1 seconde d’arc. Enfin, comme les ast´ero¨ıdes sont

peu brillants, la magnitude limite `a 5σ dans la bander doit ˆetre de l’ordre de 24.

1

Soit une source de r´ef´erence poss´edant un spectreF en ergs

−1

cm

−2

Hz

−1

constant en fonction de la

lon-gueur d’onde, alors le point z´ero de couleur entre les filtresxetyest ´egalm

x

−m

y

, soitR

F×T

x

(λ)λ

−1

dλ/R

F×

2.1.3 Les transitoires

Un int´erˆet certain est port´e sur la recherche d’objets `a flux lumineux variable, tels que les

SNIa et ou lesgamma-ray burst. Pour parvenir `a observer ces objets transitoires (transients)

et leur courbe de luminosit´e, une large et profonde partie du ciel doit ˆetre observ´ee avec

une fr´equence d’observation ´elev´ee. Les ´echelles de temps de variation des transitoires sont

diverses, allant de la minute `a plusieurs ann´ees. Tenir la cadence d’observation sur une dizaine

d’ann´ees est alors n´ecessaire, afin de signaler l’existence des transitoires `a d’autres exp´eriences,

pour pouvoir les observer par spectroscopie ou dans d’autres domaines de longueur d’onde.

L’identification des objets et la r´eduction des donn´ees n´ecessitent des moyens relativement

importants et doivent ˆetre effectu´ees rapidement.

2.1.4 La structure de la Voie Lact´ee

Notre galaxie est un laboratoire pour qui veut comprendre la formation des structures.

Les observations r´ealis´ees par les t´elescopes grand champ comme SDSS et 2MASS ont ouvert

la voie de la compr´ehension des grandes structures. La d´ecouverte des sur-densit´es d’´etoiles

rouges dans notre galaxie (cf Newberg [66] par exemple) est un exemple qui permet de

comprendre pourquoi l’observation et la cartographie de notre propre galaxie pourraient

apporter de nombreuses r´eponses au probl`eme de la formation des structures. Un mod`ele

permettant d’expliquer cela est que ces ´etoiles proviendraient d’une galaxie naine, similaire `a

la galaxie naine du Sagittaire qui serait sur le point d’entrer en collision avec la Voie Lact´ee.

Notons qu’un tel sc´enario est en accord avec le mod`ele bottom-up o`u les grandes structures

seraient form´ees par collisions de structures plus petites. Les pr´edictions du mod`ele ΛCDM,

notamment celles `a petite ´echelle obtenues grˆace aux simulations `a N-corps, peuvent y ˆetre

test´ees grˆace `a l’observation de notre propre galaxie. Ceci donnerait naissance `a un nouveau

champ disciplinaire : la cosmologie de champ proche.

La classification des ´etoiles requiert l’existence d’un filtre bleu et rouge. Le premier, le filtreu

permet de mesurer la m´etallicit´e des ´etoiles, tandis que le second permet d’observer les ´etoiles

dans les r´egions de forte extinction par la poussi`ere². En plus de la composition chimique, la

compr´ehension de la structure du halo galactique n´ecessite une ´etude de la cin´ematique des

´etoiles. En effet, il a ´et´e montr´e (cf Carollo [67] par exemple) que le halo stellaire ´etait compos´e

de deux parties : le halo central et le halo ext´erieur. Le premier poss`ede une composition en

´el´ements lourds trois fois plus importante que celle du second. Les sens de rotation des deux

sous-halos sont de plus oppos´es. Ceci indique que l’origine et l’´evolution des deux structures

sont diff´erentes. Une explication serait que des petites galaxies massives en co-rotation avec

la Voie Lact´ee seraient entr´ees en ’collision’ avec cette derni`ere donnant naissance au halo

central. Le halo externe serait n´e plus tard, par collision avec de petites galaxies en rotation

dans le sens inverse. Ainsi, pour comprendre la formation de notre galaxie, et celle des galaxies

en g´en´eral, la pr´ecision de la trajectoire des objets astrophysiques doit ˆetre de l’ordre de 0.2

milli seconde d’arc/an.

2.1.5 R´esum´e des contraintes

Dans le tableau 2.1, les contraintes impos´ees par les 4 programmes de science cit´es

pr´ec´edemment sont report´ees.

2

Comme on le verra dans la suite, l’extinction par la poussi`ere tend `a att´enuer le spectre aux faibles

longueurs d’onde. On dit alors que le spectre est rougi.

Contrainte Valeur

Profondeur pour une visite

(paire d’expositions de 15 s) r∼24 `a 5σ

PSF <seeing atmosph´erique (de 0.7 en moyenne)

R´ep´etabilit´e photom´etrique moins de 10 mmag par bande sur tout le ciel

moins de 5 mmag pour les points z´ero de couleur

Pr´ecision astrom´etrique moins de 10 milli seconde d’arc par visite

Exposition pour une visite moins de 1 min et plus de 20 s

Filtres au moins 6 filtres

(dans le domaine limit´e par l’absorption atmosph´erique

et l’efficacit´e quantique des CCD)

bandeu ety

Nombre de visites 1000 visites dans tous les filtres

pour chaque partie du ciel

Magnitude limite `a 5σ apr`es sommation r∼27.5 `a 5σ

Surface du ciel couverte 20000 deg²

Acquisition des donn´ees,

analyse et acc`es au donn´ees <1 min

Tab. 2.1 – R´esum´e des contraintes sur l’exp´erience qui permettront de mener `a bien les 4

programmes de science principaux.

Dans le document Cosmologie observationnelle avec le large synoptic survey telescope. Elaboration du banc détalonnage de la caméra et simulation d'oscillations acoustiques de baryons (Page 59-65)