Origine des glitches

Le point de Lagrange L2 est bombard´e de particules de haute ´energie d’origine solaire ou galactique. Les particules solaires, moins ´energ´etiques, sont majoritairement stopp´ees par les diff´erentes composantes externes du satellite. Les rayons cosmiques galactiques atteignant les d´etecteurs sont principalement des protons (89%) et des noyaux d’h´elium (particules alpha : 10%) [Mewaldt et al. 2010]. Le taux de glitches dans les donn´ees Planck, ainsi que dans d’autres capteurs dans la r´egion de L2, est anti-corr´el´e avec l’ac- tivit´e solaire (cf. figure7.1). Les vents solaires d´evient les particules d’origine galactique.

Figure 7.1 – En haut : en noir, le taux de glitches dans les TOI. En rose, le taux mesur´e par le Standard Radiation Event Monitor (SREM) pour E > 0.085 MeV et en violet pour E > 3 MeV. En bas : Nombre moyen de taches solaires, qui refl`etent

l’activit´e solaire. Figure dePlanck Collaboration[2013b]

10 -3 10 -2 10 -1 10 0 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 Seconds

Glitch signals / max [ADU]

10 -6 10 -4 10 -2 10 0 10 2 10 4 101 102 103 104

Amplitude (signal to noise)

Number of events / noise rms/ hour

Total

Long

Short

Slow

Figure 7.2 – Les 3 familles de glitches (noir : longs, bleu : courts, rouge : lents). A gauche, les mod`eles moyens pour un bolom`etre de type PSB. A droite, la distribution en ´energie de l’amplitude au pic en unit´e de signal sur bruit. Les lignes pointill´ees montrent les lois de puissance. La ligne pointill´ee verticale est le seuil de d´etection `a la fin de la

proc´edure de nettoyage. Figure dePlanck Collaboration [2013b]

Figure 7.3 – Sch´ema m´ecanique des bolom`etres et leur support : `a gauche, un Pola-

rization Sensitive Bolometer (PSB), `a droite un Spider Web Bolometer (SWB). Figure

Familles de glitches

En moyenne, Planck d´etecte un ´ev´enement par seconde [Planck Collaboration 2013b]. En param´etrant le signal produit par les glitches par une somme d’exponentielles d´ecroissantes, trois familles de glitches ont ´et´e identifi´ees (cf. figure 7.2) :

– Les glitches courts : ils ont une forte amplitude, et la d´ecroissance est rapide, avec une fonction de transfert proche de celle du signal de sources sur le ciel. Ils sont produits par l’interaction de rayons cosmiques avec l’absorbeur ou le thermom`etre.

– Les glitches longs : ils ont une amplitude interm´ediaire, la mˆeme d´ecroissance rapide, mais des queues `a plus haute amplitude. Ce sont les glitches les plus fr´equents. Ils sont probablement produits par l’impact de rayons cosmiques sur le support en silicone. Le signal est tr`es rapidement propag´e vers le thermistor par des phonons balistiques, i.e. non thermiques, et produit la partie rapide du glitch, qui d´ecroit avec la constante de temps du bolom`etre. La queue longue est due `a l’´el´evation globale de la temp´erature et `a son lent refroidissement `a travers les liens thermiques .

– Les glitches lents : Ils n’ont pas de d´ecroissance rapide, mais ont des queues longues. Ils ne sont pas observ´es dans les tests au sol pour le moment, et leur origine reste inconnue.

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Ev´enements en co¨ıncidence

La majorit´e des ´ev´enements longs sont en co¨ıncidence entre les paires de PSB-a et PSB- b, les autres ´ev´enements sont discut´es dans la section suivante. Figure7.4, on montre la distribution 2D de ces ´ev´enements pour les glitches longs et courts : lorsqu’un ´ev´enement est d´etect´e dans le PSBa, on mesure l’amplitude de l’´ev´enement d´etect´e dans le PSBb. Presque tous les glitches longs sont d´etect´es en co¨ıncidence, et le facteur de proportion- nalit´e peut varier entre 0.25 et 4. Pour les glitches courts, la distribution 2D est plus compliqu´ee. 50% des ´ev´enements sont mesur´es en co¨ıncidence, le reste ´etant compa- tible avec des co¨ıncidences fortuites. Les bolom`etres d’une mˆeme paire ´etant superpos´es, on peut expliquer cette observation et confirmer l’interpr´etation quant `a l’origine des familles de glitches. Un rayon cosmique qui traverse le support en silicone du premier bolom`etre peut alors aussi traverser celui du second apr`es avoir d´epos´e une partie de son ´energie (glitch long) . Si le rayon cosmique interagit avec l’absorbeur ou le thermom`etre (glitch court), il peut produire des particules secondaires (e−) qui vont impacter le se- cond. Ces d´etections en co¨ıncidence peuvent ˆetre gˆenantes pour l’analyse polaris´ee, et cr´eer de la polarisation apparente dans les paires de bolom`etres.

Autres signaux produits par les rayons cosmiques

Il existe d’autres types de signaux produits par les rayons cosmiques. Pendant les ´eruptions solaires, le taux de glitches augmente fortement. Au cours de la mission Planck, 13 ´eruptions ont ´et´e observ´ees. Elles durent quelques heures, et ´echauffent les bolom`etres ; les donn´ees acquises pendant ces ´ev´enements n’ont pas ´et´e utilis´ees pour l’analyse. Il existe aussi des cas o`u plusieurs d´etecteurs sont touch´es en mˆeme temps. Ces

Figure 7.4 – Distribution 2D des glitches dans les paires de PSB, ici 143-4a et 4b. A gauche, les glitches longs : un rayon cosmique traversant le support en silicone du PSBa va aussi frapper le support du PSBb, et l’amplitude de d´etection est proportionnelle (la ligne noire diagonale indique un signal identique dans les deux bolom`etres). A droite, les glitches courts : un rayon frappant la grille absorbante peut produire une gerbe d’´electrons qui va aller d´eposer de l’´energie dans la grille du second bolom`etre. Figure

dePlanck Collaboration[2013b]

´ev´enements, appel´es HCE (High Coincidence Events lorsque plus de 15 d´etecteurs sont touch´es simultan´ement), ´echauffent le plan focal de quelques nK `a quelques µK. Planck a d´etect´e environ 5 HCE par heure. Ils sont probablement dˆus `a des gerbes de particules secondaires apr`es l’interaction des rayons cosmiques avec le satellite. L’´el´evation de la temp´erature du plan focal due `a l’interaction des particules induit une corr´elation du bruit `a basse fr´equence entre les bolom`etres.