Spécifications des relevés au sol

4.1.3 BASS (Beijing-Arizona Sky Survey) . . . 150 4.1.4 MzLS (Mosaic z-band Legacy Survey) . . . 150 4.1.5 WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer) . . . 151

4.2 Les quasars . . . 152

4.2.1 Physique des quasars . . . 153 4.2.2 Spectre des quasars . . . 155 4.2.3 Vers la sélection des quasars . . . 157 4.2.4 Fonction de luminosité des quasars . . . 160 4.2.5 Catalogue de quasars . . . 161

4.3 Technique de sélection des quasars . . . 165

4.3.1 Collecte et préparation des données . . . 165 4.3.2 Machine learning et algorithme de classification . . . 173 4.3.3 Échantillons d’entraînement . . . 184 4.3.4 Échantillons de test et métriques . . . 186

4.4 Scénarios de sélection testés . . . 191

4.4.1 Méthode classique des coupures couleurs . . . 191 4.4.2 Techniques basées sur des Random Forest . . . 193 4.4.3 Résultats . . . 194

4.5 Conclusion . . . 207 Bibliographie . . . 209

Motivation

L’instrument DESI dispose d’un spectrographe multi-objet à fibres optiques auquel il faut donc fournir une liste de cibles à pointer. Chaque tête de fibre du plan focal est alors orientée par son positionneur en direction d’une cible afin d’en collecter la lumière reçue. Il serait irréalisable de mesurer le spectre de tous les objets visibles qui en outre ne présentent pas nécessairement d’intérêt pour la physique étudiée. Par conséquent, il est essentiel d’effectuer préalablement aux observations une sélection d’objets candidats dont le spectre sera ensuite mesuré à l’aide du spectrographe.

La densité de quasars est beaucoup plus faible en proportion de la densité d’étoiles ou de galaxies. Par exemple, en bordure de la région d’observation, au voisinage de la Voie Lactée, la densité stellaire peut être 1000 fois supérieure à la densité de QSO. Étant donné que les quasars sont des objets qui apparaissent ponctuels sur les images photométriques, tout comme les étoiles, leur sélection est donc particulièrement délicate. La sélection des quasars cibles conduit au développement de techniques de classification d’objets inédites pour DESI et qui font appel au domaine de l’apprentissage automatique, ou machine learning (ML). Le tableau 2.1 indique que la classe des QSO représente 260 / deg2candidats à pointer au sein de la région du ciel sondée par DESI de 14 000 deg2, soit un budget total d’environ 3.6 millions de cibles. DESI exige en outre une pureté minimum de l’échantillon de quasars candidats de 65%, c’est-à- dire qu’au moins 170 / deg2sur les 260 / deg2cibles à observer soient des QSO confirmés, dont 50 / deg2à z > 2.1.

4.1

Relevés photométriques

Les relevés photométriques ont pour but de générer et fournir à DESI les données à partir des- quelles seront sélectionnées les cibles à observer. Ces données sont issues de trois programmes dédiés d’imagerie au sol et dans le visible et réunis au sein du projet nommé Legacy Imaging Surveys [1]. Il s’agit des programmes DECaLS (Dark Energy Camera Legacy Survey), BASS (Beijing-Arizona Sky Survey) et MzLS (Mosaic z-band Legacy Survey). Ensemble, ils sondent les 14 000 deg2 de la région du ciel couverte par DESI telle que représentée sur la figure 4.1 dans trois bandes photométriques notées g, r et z. Cette région du ciel observée, désignée aussi ci-après par le terme anglais footprint, est divisée en deux sous-régions, celle du North Galactic Cap (NGC) et celle du South Galactic Cap (SGC), qui sont situées de part et d’autre du plan ga- lactique. De plus, s’ajoutent les données produites par le satellite WISE en proche-infrarouge (IR) et qui couvrent la totalité du ciel. Tous ces programmes d’imagerie sont résumés dans le tableau 4.1. DESI a exigé spécialement la mis en place de ces trois nouveaux programmes

d’imagerie étant donné qu’aucune donnée photométrique suffisamment profonde pour sélec- tionner les cibles de DESI et/ou couvrant une large région du ciel observable depuis le Kitt Peak n’étaient disponibles. Par exemple, les données SDSS [2] sont trop peu profondes, de l’ordre de 1 à 1.5 mag trop justes, tandis que celles de DES [3], certes assez profondes, ne couvrent que 1000 deg2en commun avec le footprint de DESI.

TABLE4.1 Résumé des télescopes utilisés pour les relevés d’imagerie.

Relevés/

Instruments Bandes

Surface

(deg2) Région du ciel Statut

DECaLS/Blanco DECam g,r,z 9k NGC+SGC (Dec 6 32◦) Terminé en janvier 2019 BASS/Bok 90Prime g,r 5k NGC (Dec > 32◦) Terminé en janvier 2019 MzLS/Mayall MOSAIC-3 z 5k NGC (Dec > 32◦) Terminé en février 2018

WISE-W1 3.4 Ciel entier Ciel entier Terminé WISE-W2 4.6 Ciel entier Ciel entier Terminé

FIGURE4.1 Régions du ciel imagées par les trois programmes du projet DESI Legacy Imaging

Surveys. La région non contiguë située à DEC 6 32◦ _{est couverte dans les bandes g, r et z} par les programmes DECaLS (Dark Energy Camera Legacy Survey, en jaune et violet) et DES (Dark Energy Survey, en orange) à l’aide de la caméra Dark Energy Camera (DECam) fixée sur le télescope Blanco de 4 mètres situé au Cerro Tololo Inter-American Observatory. L’imagerie de la région située exclusivement dans l’hémisphère galactique Nord à DEC > 32◦ _{(en bleu)} est assurée par le programme BASS (Beijing-Arizona Sky Survey) dans les bandes g et r à l’aide de la caméra 90Prime fixée sur le télescope Bok de 2.3 mètres et par le programme MzLS (Mosaic z-band Legacy Survey) dans la bande z à l’aide de la caméra MOSAIC-3 fixée sur le télescope Mayall de 4 mètres. Ces deux derniers instruments sont situés au Kitt Peak National Observatory. Figure extraite de [1].

4.1.1 Spécifications des relevés au sol

Les magnitudes sont toujours exprimées dans cette thèse dans le système de magnitude AB. De plus, les magnitudes limites indiquées et accessibles par l’instrument concerné sont définies

comme la magnitude de détection limite à 5σ d’un point source pour la bande photométrique considérée.

Le succès d’un projet d’imagerie pour les BAO tient à sa capacité à sonder une vaste région du ciel de manière homogène sur tout le footprint, à la fois en termes de qualité des images et de profondeur photométrique, notamment pour faciliter le développement des techniques de sélection des cibles, à l’aide d’un système offrant un grand champ de vue et ce même dans plusieurs bandes spectrales possibles. À cet égard, l’idéal serait de disposer d’une imagerie produite par un seul et unique instrument sur l’ensemble du footprint. Cependant, produire cette imagerie dans les trois bandes spectrales requises grz et couvrir l’intégralité du footprint très étendu de DESI en une période limitée d’environ trois ans, avec en plus l’absence de moyen performant d’imagerie grand champ pour sonder le NGC, représente un défi. La solution rete- nue a donc été de faire appel à la combinaison de trois plateformes d’observation toutes gérées par le National Optical Astronomy Observatory.

D’un point de vue des résultats cosmologiques, que le footprint présente des portions omises n’est pas dramatique à condition qu’un masque détaillé et bien caractérisé soit fourni afin d’être intégré dans l’analyse de clustering. En fait, la perte d’information est plus ou moins proportionnelle à la fraction du footprint perdue.

DECaLS étant le premier relevé des trois à démarrer, il a servi à établir la stratégie d’obser- vation et a contraint les propriétés des filtres optiques passe-bandes grz des deux autres pro- grammes, BASS et MzLS, afin d’obtenir des réponses spectrales des filtres au plus proche entre les trois relevés et ainsi des mesures photométriques comparables. Le tableau 4.2 donne les spécifications relatives à la profondeur d’imagerie et à la qualité de visibilité, ou seeing en an- glais, dans les trois bandes grz pour les trois relevés au sol. La qualité de visibilité quantifie la dégradation de la résolution optique de l’instrument principalement due aux turbulences at- mosphériques. Cette grandeur sert donc à caractériser la qualité optique du ciel. La figure 4.2 représente les transmissions dans les bandes grz des trois instruments terrestres mis en œuvre.

TABLE4.2 Profondeur des observations et qualité de la visibilité pour les relevés d’imagerie.

Relevés Profondeur (mag) Qualité de visibilité (") g r z g r z DECaLS 24.7 23.9 23.0 1.32 1.24 1.14 BASS 24.4 23.9 1.85 1.63 MzLS 23.0 1.16

La stratégie d’observation adoptée consiste en trois passages qui parcourent à chaque fois l’in- tégralité du footprint. Ce dernier est segmenté en un pavage régulier légèrement décalé entre chaque passage afin d’atteindre la profondeur requise et de combler les espaces vides présents

FIGURE 4.2 Transmission en fonction de la longueur d’onde des filtres passe-bandes utilisés pour le Legacy Imaging Surveys dans les trois bandes photométriques grz. Pour chaque com- binaison considérée ; associée à DECaLS, BASS ou MzLS et conjuguant un télescope, un filtre et une caméra ; la transmission globale du système est représentée. Celle-ci intègre l’effet cu- mulé de la transmission nominale de l’atmosphère au lieu d’implantation de l’instrument, de la réflectivité et de l’obscuration du miroir primaire, de la transmission du correcteur, de la transmission du filtre dans la bande considérée g, r ou z et de l’efficacité quantique moyenne du capteur CCD. Figure extraite de [1].

entre les CCD des capteurs non jointes les unes aux autres. Au moins un des trois passages exige des conditions d’observation dites "photométriques" (transparence du ciel supérieure à 90% et ciel dégagé) et un seeing inférieur à 1.300pour DECaLS et MzLS et inférieur à 1.700pour BASS. De plus, les observations en bandes g et r ne sont permises qu’en l’absence de la lune. Enfin, ∼400 deg2 correspondent à des zones de recouvrement entre ces trois relevés de ma- nière à réaliser un étalonnage croisé et déterminer ainsi les transformations à appliquer entre les différentes photométries pour convertir celles de MzLS+BASS vers celles de DECaLS, ou vice-versa. Ces ∼400 deg2se décomposent en ∼100 deg2distribués en plusieurs zones au sein du Stripe82 ainsi qu’en une bande de ∼300 deg2à 32◦< DEC < 34◦située le long de la frontière entre la sous-région du NGC observée par DECaLS et celle du NGC observée par les deux autres programmes, BASS et MzLS.

Ces relevés au sol bénéficient aussi d’une stratégie d’observation dynamique afin d’optimiser l’efficacité de l’imagerie et toujours dans un souci d’en garantir l’uniformité. Ainsi, le temps de pause nominal calculé initialement pour chaque exposition est réajusté et réévalué en temps réel pour tenir compte des conditions variables d’observation données entre autres par la me- sure du seeing, de la transparence et de la luminosité du ciel à l’aide de l’analyse des images acquises et d’appareils de télémétrie de l’atmosphère.

La qualité d’imagerie au Mayall est considérablement meilleure que celle au Bok. C’est pour- quoi les observations en bande z seront privilégiées pour la détection puis la détermination de la morphologie des sources extraites afin de tirer profit de la meilleure résolution, au sens de la PSF, dans cette bande.