WIMP mass [GeV/c
1.2.3 Les principales observables cosmologiques
1.3.3.2 La technique de LSST
90 % du temps d’observation de LSST sera dédié à un relevé optimisé Profond-Large-Rapide, qui couvrira une surface du ciel d’environ 18,000 deg2. Une des particularités de LSST, c’est qu’il produira un seul jeu de données pour les quatre objectifs principaux de science. Chacun de ces objectifs posent en fait des contraintes assez similaires, ce qui implique que si on en enlève un, les trois restant ne seraient pas sur-dimensionné [A50].
16
En français, les Objets Proches de la Terre.
17Un parsec est une unité de longueur, qui correspond environ à 3.3 années lumière. 18
La mesure de la parallaxe annuelle d’une étoile proche consiste à mesurer la différence de position de celle-ci lorsque la Terre occupe les deux positions opposées de son orbite autour du Soleil [W53].
1.3 Les grands plans focaux
La structure principale du télescope se trouvera dans un dôme d’une trentaine de mètres de diamètre. Elle sera composée de trois miroirs, en configuration Paul-Baker Mersenne-Schmidt. C’est une configuration compacte, pour laquelle le miroir secondaire ne se trouve qu’à 5 m du miroir primaire. Le miroir primaire fera 8.4 m de diamètre, le miroir secondaire (convexe) 3.4 m, et le miroir tertiaire se trouvera sur le même socle que le miroir primaire et aura un diamètre de 5 m. Les trois miroirs seront équipés d’actuateurs sous leur surface afin de corriger d’éventuelles déformations des miroirs19. Le dôme sera ventilé afin d’assurer un équilibre thermique entre l’intérieur et l’extérieur afin d’éviter une dégradation des conditions d’observation.
La caméra
Son champ plat de 9.6 deg2sera couvert par 189 CCD de 16 Mpix pour les mesures de photo-métrie, auxquels s’ajoutent 12 CCD pour le guidage et la mise au point, l’ensemble comptant 3.2 Gpix. Les pixels feront 10µm de côté, ce qui leur donnera une résolution de 0.2 arcsecondes sur le ciel. Les CCDs à haute résistivité font 100 µm d’épaisseur, et seront segmentés en 16 canaux afin d’être lu en 2 secondes. Les CCD seront assemblés en modules de 3x3 CCD, modules appelés raft, chaque raft possédant son électronique indépendante. Le tout sera contenu dans un cryostat (voir figure1.16) à 173 K pour minimiser le bruit thermique. Les contraintes de bruits de lecture ont été fixées afin que le bruit à bas flux soit toujours dominé par le bruit irréductible venant de la soustraction du fond de ciel. LSST a réparti cette contrainte entre les bruits de lecture des différents composants des canaux vidéos (voir figure 1.15a). En figure 1.15b, on retrouve les contraintes sur les caractéristiques des CCD de LSST. Ces contraintes sont principalement posées par les différents objectifs de science.
La camera se compose de trois autres parties importantes. Premièrement, les trois lentilles du correcteur de champ. Deuxièmement, les filtres et leur changeur. Bien que 6 filtres seront utilisés par LSST20 afin de couvrir les domaines de 320 nm à 1050 nm, le changeur de filtre ne pourra contenir que 5 filtres à la fois, un filtre étant changé périodiquement. En raison de la taille importante du plan focal, les filtres feront une quarantaine de kg pour ∼ 70 cm de diamètre. Enfin, l’obturateur de type roulant (voir figure 1.17), est situé entre la lentille L3 et le filtre courant et mettra 1 seconde pour s’ouvrir et le même temps pour se fermer.
La Gestion des Données
Un projet de la taille de LSST pose une très grosse contrainte : le volume des données, qu’il soit journalier ou total. Le rôle de la Gestion des Données est de les traiter de manière efficace. LSST va générer quelques 15 To de données par nuit. En comparaison, sur 10 ans, SDSS a généré environ 16 To de données. Le volume total, à la fin des 10 ans du projet LSST, est estimé à environ 0.4 Eo (Exa-octet, 106To).
Le principe de la Gestion des Données est qu’en raison de la quantité de données, de la né-cessité des alertes temps réel et de la complexité de la réduction des données, laisser la réduction des données aux utilisateurs ne serait pas efficace. C’est la Gestion des Données qui fournira à l’utilisateur des données directement utilisable pour la science.
19Par exemple des déformations dues à la gravité lorsque le miroir pointe à une certaine distance du zénith. 20Les 5 filtres ugriz de SDSS + un filtre y. u : 324-395 nm ; g : 405-552 nm ; r : 552-691 nm ; i : 691-818 nm ; z : 818-921 nm ; y : 922-997 nm.
21En fait, même les plus petits plans focaux et les appareils photo numériques commerciaux utilisent des obturateurs de type roulant. On évite ainsi toutes non-uniformités liées à l’ouverture/fermeture de l’obturateur, même si ces procédures sont très rapides.
La science et la technique des grands plans focaux
(a)
(b)
Figure 1.15: (a) : Budget des bruits électroniques pour les CCD de LSST en fonction des différents composants des canaux vidéos (colonne de gauche).(b): prérequis électroniques pour les CCD du futur plan focal de LSST, ainsi que prérequis d’efficacité quantique des CCD dans les différents filtres de LSST.
1.3 Les grands plans focaux
Figure 1.16: Modèle 3D de la future caméra complète de LSST. Image issue de [W48].
Figure 1.17: Un obturateur circulaire (iris) ne convient plus pour les grands plans focaux : l’exposition diminuerait avec la distance au centre optique. Un grand plan focal implique un grand obturateur, et augmenter la vitesse d’ouverture/fermeture d’un grand obturateur impose de trop fortes contraintes mécaniques. Composé de deux parties occultantes, un obturateur de type Roulant s’ouvre dans un sens et se referme dans le même sens : l’obturateur n’induit plus de non-uniformités d’illumination sur le plan focal21. Sur l’image, obturateur de type Roulant de Hyper Suprime Cam sur lequel on peut voir les deux parties occultantes (membranes) qui s’enroulent sur des rouleaux à gauche et à droite de l’ouverture circulaire centrale. Figure issue de [W47].
Les données de LSST pourront ainsi se classer en 3 catégories, niveaux, dont les deux premiers seront fournis par la Gestion des Données :
La science et la technique des grands plans focaux
• Niveau 1 : Ce sont les données brutes, pour les archives et pour les alertes en temps réel (60 secondes après la pose).
• Niveau 2 : Les données réduites (ainsi que les données brutes), utilisables pour la pho-tométrie et l’astrométrie ainsi que pour la caractérisation des événements dépendant du temps.
• Niveau 3 : Produits générés par les utilisateurs.
La Gestion des Données devra aussi gérer le transfert des données, du télescope jusqu’au site de base à la Serena au Chili, mais aussi du site de base aux centres de calculs et d’archives aux États-Unis et en France (CC-IN2P3).
1.4 Conclusion
Avec le début du XXIième siècle et l’émergence du modèle cosmologique ΛCDM sont apparus de nouveaux enjeux, que sont la compréhension de ces quantités encore mystérieuses d’énergie noire et de matière noire, quantités nécessaires pour expliquer l’histoire de l’Univers telle qu’elle est actuellement mesurée. Pour répondre à ces enjeux s’est alors défini un nouveau type de programmes d’observations astronomiques : les grands relevés. Ils sont rendus possibles grâce à l’augmentation en taille de leur plan focal, ainsi que grâce à l’amélioration des techniques instrumentales qui permet notamment à leurs détecteurs, les CCD, d’être plus sensibles dans le proche infrarouge et donc de voir un plus grand volume d’Univers à chaque image. LSST s’inscrit dans ce contexte des nouveaux grands relevés. Grâce à son étendue de 319 m2deg2, en moyenne plus de 10 fois supérieure aux précédents relevés, LSST aura accès beaucoup plus rapidement à un plus grand volume d’Univers. Le nombre d’objets observés sera beaucoup plus important de plusieurs ordres de grandeur : afin d’être le moins possible limités par des erreurs systématiques, les grands relevés nécessitent une compréhension excellente de leurs détecteurs et de leurs défauts inhérents. C’est le but du travail de thèse présenté dans ce document.