Planck est une mission spatiale faisant partie du programme scientifique Horizon 2000 de l’ESA. Elle sera lanc´ee autour de 2008 par une fus´ee Ariane 5 ECA (10 tonnes) conjointement avec la mission First-Herschel [39] (pour l’observation du ciel dans l’infrarouge lointain).
2.2.1 Description
Le satellite
Planck sera envoy´e au point de Lagrange L2 et orbitera autour de ce point instable comme le montre la figure 2.6. Il observera ainsi le ciel en effectuant des cercles (1 tour par minute environ) durant une dur´ee nominale de 15 mois ce qui correspond `a deux couvertures compl`etes du ciel. Toutes les 60 minutes l’axe de rotation du satellite sera d´eplac´e de 2.5 minute d’arc afin de suivre le mouvement de la Terre autour du soleil.
Il est compos´e d’un t´elescope hors axe de 1.5 m de diam`etre apparent (1.7 m de diam`etre pour le primaire et 1 m pour le secondaire). Deux instruments sont install´es au plan focal : LFI (pour Low Frequency Instrument) et HFI (pour High Frequency Instrument). LFI couvre trois bandes de fr´equences : 30, 44 et 70 GHz et est ´equip´e de radiom`etres (HEMT) refroidis `a 20K. HFI est constitu´e de bolom`etres (cf. section 2.2.2).
La fenˆetre quotidienne de visibilit´e de Planck depuis la Terre durera environ 6 heures, temps que le satellite doit se partager avec Herschel pour transmettre ses donn´ees. Les donn´ees seront transmises tous les jours vers une antenne de l’ESA `a Perth en Australie. C’est ´egalement durant cette p´eriode qu’on enverra des commandes au satellite si n´ecessaire. De l`a les donn´ees seront transf´er´ees au centre des op´erations (ESOC pour European Space Operation Center) `a Darmstadt.
2.2.2 Planck-HFI
Le cœur de l’instrument de Planck-HFI est compos´e de bolom`etres (cf. section 2.3) en forme de toile d’araign´ees qui mesureront le signal du ciel dans six gammes de fr´equences : 100, 143, 217, 353, 545, et 857 GHz. Le choix des bandes de fr´equence a ´et´e optimis´e pour r´eduire le bruit de fond (principalement la galaxie `a haute fr´equence), reconstruire le CMB et d´etecter l’effet SZ. La disposition des bolom`etres dans le plan focal est montr´e sur la figure 2.7. Certains sont sensibles `a la polarisation lin´eaire : les PSB (pour Polarization Sensitive Bolometer) [40]. Ils sont construits sur le mˆeme principe que les toiles d’araign´ees mais sont compos´es de deux grilles absorbantes plac´ees perpendiculairement l’une au dessus de l’autre. De cette fa¸con les deux grilles profitent de la mˆeme optique froide contrairement aux OMT sur Archeops. Une repr´esentation sch´ematique de la disposition des bolom`etres sur le plan focal est montr´ee sur la figure 2.7 : les PSB sont repr´esent´es par des carr´es/losanges montrant les deux directions de polarisation. Nous pouvons ainsi remonter aux cartes du ciel (et du CMB) polaris´ees.
Figure 2.7 : Sch´ema de la position des cornets et r´epartition par bande de fr´equence (100, 143, 217, 353, 545 et
857 GHz). Les carr´es/losanges repr´esentent les PSB et les directions de polarisation auxquelles ils sont sensibles.
Les cornets entour´es montrent ceux qui avaient ´et´e install´es pour le CQM. La direction de balayage sur le ciel
est indiqu´ee par la fl`eche horizontale (de droite `a gauche).
La mise en oeuvre de Planck-HFI s’effectue en deux phases : le CQM pour Mod`ele de Qualification Cryog´enique qui a ´et´e assembl´e et test´e dans une cuve d’´etalonnage d´edi´ee en 2004, et le PFM pour Planck Flight Model dont les tests ont d´emarr´e au printemps 2006. Le CQM est une version minimaliste du syst`eme ´equip´e seulement de quelques voies de mesure alors que le PFM sera le mod`ele de vol. Voyons
les caract´eristiques de chacun de ses mod`eles.
Pour le CQM, seuls 9 bolom`etres ´etaient plac´es au plan focal : deux `a 143 GHz (le 143-1 et le 143-3), un `a 545 Ghz (545-2), un `a 857 GHz(857-1), 3 `a 353GHz (353-3 et 353-2), deux `a 217GHz (217-5 et 217-1) et enfin un `a 100 GHz (100-1). Le PFM (Planck Flight Model) accueille 36 bolom`etres dont 16 PSBs (chaque PSB repr´esente deux voies de mesure bolom´etriques). Les caract´eristiques correspondantes en terme de sensibilit´e sont r´esum´ees dans le tableau 2.8.
Tout comme dans Archeops, les cornets B2B permettent un bon couplage des d´etecteurs avec le telescope et le ciel, une s´erie de filtre, des cornets et de lentilles d´efinissant la bande passante. Dans HFI les B2B sont refroidis `a 4K r´eduisant ainsi la puissance incidente sur les ´etages inf´erieurs (cf. fig. 2.9).
Fr´equence centrale (GHz) 100 143 217 353 545 857
R´esolution spectrale (ν/∆ν) 3 3 3 3 3 3
Nombre de bolom`etres 0 4 4 4 4 4
Nombre de PSB 8 8 8 8 0 0
FWHM du lobe (minutes d’arc) 9.2 7.1 5.0 5.0 5.0 5.0
Sensibilit´e par pixel (µK/K) 2.8 2.2 4.8 15 147 6700
Sensibilit´e par pixel U et Q (µK/K) 4 4.2 9.8 30 -
-Sensibilit´e en flux/pixel (mJy) 14.0 10.2 14.3 27 43 49
Table 2.8 :Param`etres de l’instrument pour chaque voie de d´etection bolom´etrique
La r´eponse spectrale des d´etecteurs qui est d´efinie par l’ensemble des filtres et de cornets sur les diff´erents ´etages cryog´eniques est illustr´ee pour la bande `a 143GHz de Planck sur la figure 2.10 [41]. La r´eponse spectrale globale de la bande `a 143GHz est montr´ee par la courbe noire, les courbes en couleur correspondant aux diff´erents filtres.
2.2.3 Cryog´enie
La sensibilit´e extrˆeme des bolom`etres de Planck-HFI ne peut ˆetre obtenue que via leur utilisation `a tr`es basse temp´erature qui, tout comme dans Archeops, est de l’ordre de 100mK.
Pour atteindre cette temp´erature, la chaˆıne de refroidissement est compos´ee de plusieurs ´el´ements : – Tout d’abord une temp´erature de 60 K est atteinte par l’utilisation de radiateurs passifs.
– Ensuite vient un syst`eme bas´e sur une d´etente Joule-Thomson de l’hydrog`ene qui permet d’atteindre une temp´erature de l’ordre de 20K et qui est commune aux deux instruments HFI et LFI.
– Les ´etages inf´erieurs sont ensuite sp´ecifiques `a HFI : l’´etage 4K est r´ealis´e par une d´etente Joule-Thomson d’H´elium utilisant un compresseur m´ecanique.
– L’´etage `a 1.6K est atteint grˆace `a une d´etente Joule-Thomson du m´elange3He-4He.
– Et enfin vient l’´etage de la dilution en cycle ouvert d’3He dans l’4He. Le principe de fonctionnement de cette dilution a ´et´e mise au point au CRTBT [36]. Sa puissance de refroidissement d´epend des d´ebits d’3He et d’4He : pour un d´ebit de 12 µmole/s on obtient une puissance de refroidissement de 100nW `a 0.1K.
L’architecture cryog´enique pour les ´etages inf´erieurs au 4K est illustr´ee par la figure 2.9 `a gauche. La mise en froid de HFI d´emarrera peu de temps apr`es le d´ecollage (de mˆeme, les d´ebits seront fix´es `a leurs valeurs nominales d`es le d´epart) et il est pr´evu d’obtenir 100mK environ deux mois apr`es le lancement, ce qui correspond au temps n´ecessaire `a l’instrument pour se propager jusqu’`a L2.
2.2.4 Planck vs. Archeops
Comme nous l’avons vu dans les sections pr´ec´edentes, l’instrument Planck-HFI est tr`es semblable `a Archeops. En terme de d´etecteurs, d’optique froide, de cryog´enie `a 100mK, de strat´egie d’observation il n’y a pas de diff´erences fondamentales entre les deux exp´eriences. Par contre sur HFI nous disposerons :
Figure 2.9 :Sur la gauche : architecture cryog´enique de HFI (entre le 4K et l’´etage `a 100mK). Sont aussi
repr´sent´es les thermom´etres de contrˆole install´es sur les diff´erents ´etages. Sur la droite : repr´esentation
assembl´ee des deux d´etecteurs HFI (au centre) et LFI (en p´eriph´erie).
Figure 2.10 :Transmission spectrale de la bande `a 143GHz de Planck HFI filtre par filtre et globalement (en log-log) [41]
∗ d’un temps d’observation beaucoup plus important (600 jours minimum pour HFI), sur tout le ciel
avec une grande redondance,
∗ de fr´equences d’observations suppl´ementaires (`a 100 et 857 GHz) permettant de mieux lutter contre
les effets d’avant plans 1.2.6),
∗ de d´etecteurs sensibles `a la polarisation `a chaque fr´equence (sur Archeops seuls les canaux `a 353GHz
´etaient polaris´es),
Les donn´ees de Planck-HFI seront donc a priori environ 100 fois plus pr´ecises que celles d’Archeops, comme nous l’avons vu dans le chapitre 1.2.1 en terme de C.