Spectres de puissance de polarisation de la poussi`ere

Quel mode de polarisation la poussi`ere produit–elle ? E ? B ? Prenons un point d’observation dans le ciel o`u les grains de poussi`ere sont align´es (cf. Fig. 4.2). Le champ de vecteurs de polarisation a autant de composantes suivant les modes radial et tangentiel (Q<sub>r</sub>), que suivant les modes impairs (Ur) : l’´emission polaris´ee de la poussi`ere a donc des spectres de polarisation E et B similaires.

Afin de simuler ces spectres, Prunet et al [115] proc`edent de la fa¸con suivante : la distribution de la poussi`ere est estim´ee en utilisant sa corr´elation `a celle du gaz HI [15], et n’ayant pas d’information sur la direction d’alignement des grains, ils consid`erent plusieurs cas d’orientation du champ magn´etique par rapport aux nuages. Dans le premier cas, le champ magn´etique est align´e avec la direction principale du nuage, dans le second, le champ magn´etique est situ´e al´eatoirement dans le plan orthogonal `a cette direction<sup>3</sup>. Les deux mod`eles donnent des spectres

3Cette condition d´efinit donc un plan. Les auteurs font alors varier al´eatoirement la direction du champ dans ce plan, ce qui peut repr´esenter un champ h´elico¨ıdal qui entourerait le nuage.

Fig. 4.3 – Gauche : Estimation th´eorique du mode E de l’´emission de la poussi`ere galactique `a 100, 143, 217 et 353 GHz `a haute latitude galactique ( de 30 `a 75^◦) compar´e aux modes T , E et T E du CMB. Droite : Mˆeme chose pour le mode B de la poussi`ere compar´e au mode B du CMB.

de puissance similaires, qui, une fois estim´es pour la distribution de poussi`ere entre 30 et 45<sup>◦</sup> de latitude Galactique et normalis´es `a 100 GHz valent :

C_l^E = 8.9 10⁻⁴ l^−1.3 µK² C_l^B = 1.0 10⁻³ l^−1.4 µK² C_l^{T E} = 1.7 10⁻² l^−1.95 µK²

L’allure de ces spectres est repr´esent´ee sur la figure 4.3. Cette ´etude montre que la poussi`ere est un contaminant marginal pour la mesure des modes E et T E du CMB par les canaux `a 143 GHz d’Archeops ou 100 GHz de PLANCK–HFI. En revanche, d`es 143 GHz, son mode B domine celui du CMB. La poussi`ere sera donc un important contaminant pour la d´etection des modes de perturbations tensorielles par PLANCK–HFI.

De ces deux ´etudes, nous pouvons tirer plusieurs conclusions. Tout d’abord, la coh´erence observ´ee de la polarisation dans le domaine optique permet d’anticiper une polarisation de l’ordre de 3% dans le domaine submillim´etrique. D’autre part, `a partir de la distribution de la poussi`ere `a haute latitude, des estimations montrent que le spectre de puissance du mode E, et ce `a haute latitude galactique (30 `a 75^◦), sera un contaminant marginal pour la mesure du mode E du CMB aux fr´equences de PLANCK–HFI (143 et 217 GHz), mais dominera fortement le mode B.

Une ´etude pr´ecise de l’´emission polaris´ee de la poussi`ere est donc n´ecessaire pour la pr´eparation de la mesure de la polarisation du CMB. Cette ´etude est l’une des motivations d’Archeops, qui parall`element `a la mesure du spectre de puissance de la temp´erature, dispose de d´etecteurs polaris´es `a 353 GHz, particuli`erement sensibles `a l’´emission thermique submil-lim´etrique de la poussi`ere.

Deuxi`eme partie

Cadre exp´erimental

Chapitre 5

Archeops

La figure 5.1 montre les r´esultats des mesures du spectre de puissance des anisotropies de temp´erature du CMB par diverses exp´eriences en 1999 [136]. On remarque en particulier deux choses :

- peu de mesures sont pr´esentes entre le dernier point de COBE [129] `a l = 20 et les autres mesures entre l' 80 et l ' 600 ;

- la mesure du premier pic acoustique est impr´ecise.

Archeops est n´e en 1998 de la volont´e de combler ces deux manques. C’´etait en cela un projet compl´ementaire de BOOMERanG et MAXIMA, deux autres exp´eriences embarqu´ees par des ballons stratosph´eriques qui concentraient leur zone d’observation pour d´eterminer le premier pic. Pour cela, Archeops a ´et´e con¸cu pour cartographier une large fraction du ciel (environ 30%) avec une grande r´esolution angulaire (10 arcmin) et un rapport signal sur bruit de ∆T /T ' 3 10−5 par pixel de 20 arcmin.

Par ailleurs, Archeops est un banc de test pour PLANCK–HFI. Tout d’abord, la technologie de d´etection bas´ee sur des bolom`etres refroidis `a 100 mK par un cryostat `a dilution 3He/4He en cycle ouvert, la configuration du t´elescope, l’optique froide, la strat´egie de pointage et l’´electronique sont des r´epliques de celles qui seront utilis´ees pour HFI. D’autre part, Archeops permet `a la communaut´e scientifique, en particulier fran¸caise, de se former au traitement de donn´ees comme celles qui seront collect´ees par le satellite.

Archeops a vol´e cinq fois :

- vol technique le 17 juillet 1999 depuis Trapani (Sicile) jusqu’en Espagne qui a permis d’enregistrer 4h30 de donn´ees ;

- vol avort´e le 12 janvier 2001 ;

- vol scientifique (KS1) le 29 janvier 2001 qui a fourni 7h30 de donn´ees ; - vol avort´e le 17 janvier 2001 (KS2) ;

- vol scientifique le 7 f´evrier 2002 qui a fourni 12 heures de donn´ees (KS3).

L’objet de ce chapitre est de r´esumer les principaux aspects techniques d’Archeops et leur motivation.

5.1 Contraintes exp´erimentales li´ees `a la mesure du CMB

Comme nous le montrons en annexe D, l’erreur sur la d´etermination du spectre de puissance des anisotropies de temp´erature C_l^T, pour une bande de L modes l, et pour une fraction de ciel

Fig. 5.1 – Etat des lieux de la mesure du spectre des CT

l en 1999, quand a commenc´e le projet Archeops. Le premier pic est encore mal d´efini par le nuage de points de mesure et peu de mesures existent entre les points de COBE et la mont´ee du premier pic.

couvert f_sky est bien approch´ee par¹ (D.30) : σ( bC_l^T) = s 2∆l (2l + 1)Lf_cut  C_l^T + f_sky^4πs 2 T t_obs ^e l2σ2 b