1.3 La mission Euclid
Euclid est une mission spatiale, dirigée par l’Agence Spatiale Européenne (ESA). Elle a pour but de comprendre l’accélération de l’expansion de l’Univers et la nature de la matière noire. Le lance-ment du satellite Euclid est prévu pour 2022. Après avoir atteint son orbite au point de Lagrange L2, il commencera son relevé de galaxies de 15 000 deg2qui durera plus de 6 ans. Par la suite, nous
détaillerons les objectifs scientifiques, les sondes cosmologiques utilisées, les instruments et les re-levés de la mission Euclid.
1.3.1 Les objectifs scientifiques
La mission Euclid aura pour objectif de répondre aux questions fondamentales suivantes ( Lau-reijs et al.,2011) :
(i) Est-ce que l’énergie sombre est simplement une constante cosmologique, ou est-ce un champ qui évolue dynamiquement avec l’expansion de l’Univers ?
(ii) Est-ce que l’accélération de l’expansion serait en réalité une manifestation d’une divergence de la Relativité Générale aux grandes échelles, ou un échec des hypothèses cosmologiques sur l’homogénéité et l’isotropie de l’Univers ?
(iii) Qu’est-ce que la matière noire ? Quelle est l’échelle de la masse absolue du neutrino et quel est le nombre d’espèces relativistes dans l’Univers ?
(iv) Quel est le spectre de puissance des fluctuations primordiales, qui a conduit à la formation des grandes structures, et sont-elles décrites par une distribution Gaussienne ?
Pour réussir à répondre à ces questions, les objectifs sont donc entre autres de mesurer avec une grande précision les paramètresw0 etwaavec une erreur à1σ de ∆w0 ≈ 0.015 et ∆wa≈ 0.150. La mission devra également tester la validité de la Relativité Générale à grande échelle. Pour cela, on utilise le facteur de croissanceγ (ou sa quantité dérivée f (z) le taux de croissance) qui quantifie l’efficacité avec laquelle les structures se construisent dans l’Univers en fonction du redshift. Ce taux de croissance se décrit bien à l’aide d’une fonction paramétrique simple :f (z) = Ωγm. Toute détection avecγ 6= 0.55 indiquerait alors une déviation de la Relativité générale. C’est pour cela queγ devra être mesuré avec une précision à 1σ de ∆γ ≈ 0.010.
La mission Euclid va ainsi effectuer un relevé sans précédent avec plus de 30 millions de spectres et 1.5 milliard d’images de galaxies sur 15 000deg2du ciel pour des objets à des redshifts :0.9 < z < 1.8. Il est ainsi indispensable d’utiliser la technique de spectroscopie sans fente pour la mesure de ces spectres, afin de répondre aux besoins scientifiques.
1.3.2 Les sondes cosmologiques
Les effets de la gravité et de l’énergie sombre seront détectés grâce à leur signature sur le taux d’expansion de l’Univers et la croissance des grandes structures à partir des sondes de lentillage gravitationnel (WL), d’oscillations acoustiques des baryons (BAO) et de distorsions dans l’espace des redshifts (RSD). Le WL est une sonde quasi directe de la matière noire combinant les distances angulaires (sensible au taux d’expansion) et le contraste de densité massique (sensible à la fois à la gravité et au taux de croissance des structures). Les BAOs sont une sonde directe permettant de relier la distance angulaire au redshift et ainsi de mesurer le taux d’expansion de l’Univers ;
−2 −1 0 1 w0 −3 −2 −1 0 1 2 wa Planck TT,TE,EE+lowE+lensing +BAO+SNe +BAO/RSD+WL
Figure 1.15: Combinaisons de plusieurs sondes (CMB, WL, BAO, RSD, SNe) dans l’espace des pa-ramètres (w0, wa) pour contraindre l’équation d’état de l’énergie sombre. Figure dePlanck Colla-boration et al.(2018).
tandis que la mesure des RSD permet de sonder le taux de croissance des structures et la gravité. La combinaison de ces trois sondes primaires (WL, BAO et RSD) et leur complémentarité permettront de quantifier au mieux les propriétés des composantes noires de l’Univers (cf. figure1.15).
De plus, la mission Euclid obtiendra de façon indépendante des données sondant les amas de galaxies et l’effet Sachs-Wolfe intégré (ISW). Ceci permettra de vérifier les résultats obtenus avec les sondes primaires et de contrôler les effets systématiques. Nous résumons les performances at-tendues pour l’ensemble des sondes de la mission dans le tableau1.1.
Table 1.1: Performances attendues pour la mission spatiale Euclid (Laureijs et al.,2011).
Paramètre cosmologique / FoM ∆w0 ∆wa ∆γ FoM Euclid Primary (BAO+WL+RSD) 0.015 0.150 0.01 430 Euclid All (Primary+Amas+ISW) 0.013 0.048 0.009 1540
Euclid + Planck 0.007 0.035 0.007 4020
Actuel 0.100 1.500 0.200 ∼10
Facteur d’amélioration >10 >50 30 >300
Lentillage gravitationnel
Le lentillage gravitationnel nécessite une imagerie de haute qualité afin de mesurer les corréla-tions de forme des galaxies à la fois dans le visible et l’infrarouge. De plus, il requiert une mesure du redshift pour chaque galaxie observée afin de pouvoir effectuer une cartographie 3D de la distribu-tion de matière noire. Par conséquent, la mission Euclid fournira une mesure de forme pour chaque
1.3. La mission Euclid 27
galaxie dans le champ d’observation de 15 000 deg2 dans la large bande de redshift :0 < z < 1.2 avec une précision de 5% sur les redshifts photométriques :σz/(1 + z) < 0.05.
Oscillations acoustiques des baryons
Afin d’observer les oscillations acoustiques des baryons, une mesure du redshift photométrique ne suffit plus. En effet, la précision requise sur le redshift doit être au moins de 0.1% (Wang et al.,
2010). Ainsi, avec des mesures précises de redshifts spectroscopiques, il est possible de dériver des contraintes précises sur les paramètres cosmologiques à partir d’une mesure du signal BAO. Il est à noter que ce signal du regroupement des galaxies augmente fortement avec la densité de galaxies observées. Dans le but d’avoir une figure de mérite FoM∼ 1/(∆w0 × ∆wa) > 400, Euclid va devoir mesurer le redshift spectroscopique d’au moins 30 millions de galaxies sur 15 000 deg2, ce
qui est équivalent à mesurer au moins 2000 galaxies/deg2 à des redshifts :0.9 < z < 1.8 et avec une précisionσz/(1 + z) < 0.001.
Chapitre 2
La spectroscopie
Sommaire
2.1 Les différentes techniques . . . . 29
2.1.1 La spectroscopie à fibres . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
2.1.2 La spectroscopie à champ intégral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
2.1.3 D’autres techniques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33