Cosmologie

Dans le sillage de la Cosmologie moderne, les travaux de l’équipe COSMOS de l’IP2I contribuent à mieux connaitre les propriétés générales de l’Univers, son contenu énergétique, sa structure aux grandes échelles ainsi que les lois physiques qui régissent son évolution dans le temps.

Nos travaux s’inscrivent dans le cadre du modèle de concordance cosmologique, le plus complet dont les cosmologistes disposent. Ce modèle décrit un Univers isotrope et homogène en expansion accélérée à partir d’un état primordial extrêmement dense et chaud. Il est le fruit d’une construction progressive depuis la théorie de la relativité générale (1915) jusqu’à la découverte de l’expansion accélérée de l’Univers (prix Nobel de Physique 2011) qui fit entrer la cosmologie dans une nouvelle ère, avec de nombreuses questions fondamentales encore ouvertes :

• Quelle est l’histoire de l’expansion de l’Univers ?
• Quelle est la nature de la « matière noire » et de « l’énergie sombre » qui représentent environ 95% du contenu énergétique de l’Univers selon le modèle cosmologique actuel.
• Quelle est l’origine des grandes structures dans l’Univers et l’histoire de leur formation ?

Pour tenter d’y répondre, nous utilisons diverses sondes cosmologiques.

La distribution des vitesses des galaxies dans l’Univers proche nous permet de comprendre la répartition de la matière dans notre environnement galactique et de tester différentes théories de la gravité – voir Cosmic Flow & Simulations (IDEX).

Les supernovæ thermonucléaires permettent de contraindre rigoureusement les paramètres cosmologiques, en particulier la nature de la mystérieuse « énergie noire » qui serait responsable de l’accélération de son expansion – voir ERC-USNAC.

Notre groupe est aussi largement impliqué dans de grandes collaborations internationales de cosmologie observationnelle, dont les projet Euclid et LSST – Voir LSST et Euclid.

Nous participons enfin au développement de nouveaux instruments au sol et dans l’espace avec un accent particulier sur les détecteurs du proche infra-rouge et la spectroscopie sans fente – Voir Euclid.

Cosmologie à champ proche/Sondes cosmologiques

Cosmic Flows/champ de vitesses des galaxies

Les galaxies acquièrent des mouvements qui s’écartent de l’expansion de l’univers par des interactions gravitationnelles à des échelles très variées. La composante radiale de ces mouvements déviants peut être cartographiée grâce à des mesures précises des distances. L’une des différentes façons de mesurer les distances fait appel à la corrélation entre les luminosités des galaxies et leurs taux de rotation. Avec des informations photométriques et spectroscopiques appropriées, la méthode peut être appliquée à une majorité de galaxies spirales. Des échantillons de plusieurs milliers de galaxies peuvent être acquis, ce qui donne la couverture spatiale dense nécessaire pour étudier les courants et les tourbillons du flux cosmique.

Cartographier de la structure à grande échelle de la région voisine de l’Univers est important pour plusieurs raisons. Premièrement, elle révèle des détails des structures cosmiques à grande structure qui entourent la Voie lactée. Ces détails sont presque impossibles à observer pour les systèmes éloignés de la Terre. Deuxièmement, la morphologie de l’Univers proche est essentielle pour une détermination précise des paramètres cosmologiques tels que la densité de l’énergie sombre, qui est censée entraîner l’accélération de l’Univers en expansion. Troisièmement, l’examen des structures cosmiques autour de la Voie lactée nous aidera à comprendre comment la galaxie s’est formée et a évolué, et les processus de formation des galaxies en général.

• Pour une mise à jour rapide, visitez le site web du projet
• Publication des enquêtes d’observation par le biais de la base de données sur les distances extragalactiques
• Découverte du superamas de Laniakea

Simulations (IDEX)

Le but du projet est d’effectuer des simulations cosmologiques contraintes de l’univers local et de l’utiliser pour tester notre modèle cosmologique. Nos simulations diffèrent des simulations aléatoires de telle sorte que la cosmographie locale est contrainte à être reproduite. Cela se fait selon un processus connu sous le nom de simulations contraintes qui commence avec le catalogue Cosmic-Flows, une liste observée de distances entre galaxies et de vitesses particulières. Puisque le champ de vitesse particulier est engendré par la masse gravitationnelle totale dans l’univers, le champ de vitesse particulier peut être utilisé pour reconstruire la distribution de la masse totale dans l’univers local. Une telle reconstruction peut être utilisée à de nombreuses fins cosmographiques, notamment pour découvrir des superamas et identifier des bassins d’attraction gravitationnelle dans l’univers local. Elles peuvent également être utilisées pour générer des conditions initiales pour la simulation numérique. Dans de telles simulations, la structure locale à grande échelle est contrainte d’être reproduite. À grande échelle, nous simulons avec précision les principales sources de gravité – les superamas qui dominent le champ de vitesse particulier. À plus petite échelle, autour de la Voie lactée, nous simulons avec précision le paysage cosmographique : le vide local, l’amas de la Vierge, et le filament local ainsi qu’un champ de marée conforme aux observations, émergent naturellement par ce processus. Une partie du projet se concentre ensuite sur des simulations hydrodynamiques du groupe local produisant une paire de galaxies à peu près identiques à celles observées et dans le bon environnement. Nous pouvons ainsi étudier l’effet de la cosmographie locale sur la formation des galaxies dans le champ proche cosmique, en examinant spécifiquement son effet sur les galaxies naines et sur la formation des galaxies en général.

Supernovae de type Ia (ERC USNAC)

La Zwicky Transient Facility (ZTF) est un nouveau relevé astronomique qui observe le ciel avec une camera très grand champ (47 degrés carrés) montée sur le télescope Samuel Oschin à l’observatoire Palomar situé en Californie, aux États-Unis. Grâce à ce champ et à l’électronique de lecture rapide de la camera, ZTF observe l’ensemble du ciel visible depuis l’hémisphère nord plus d’une fois par nuit. Nous détectons ainsi des nombreux objets transitoires de l’Univers proche, dont plus de 10 Supernovae par nuit, des effondrements d’étoiles dans des trous noirs, des étoiles variables etc.
Au sein de l’IP2I, nous utilisons les Supernovae de Type Ia pour mesurer l’histoire de l’expansion de l’Univers, ce qui nous permet de sonder les propriétés fondamentales de la physique et notamment de la gravité. ZTF est pour cela révolutionnaire car il nous permet d’acquerir l’ensemble des Supernovae de type Ia dans un volume d’un rayon de 109 années lumières.

Projet LSST

Caractérisation de la transmission atmosphérique par spectro-photométrie sans fente

Le Large Synoptic Survey Telescope (LSST) est un des grands télescopes de la nouvelle génération, actuellement en construction au Chili. Il observera chaque nuit tout le ciel visible, et produira un catalogue d’étoiles et galaxies d’une étendue sans précédent. Afin d’utiliser ce relevé pour des mesures de cosmologie (SNe Ia, weak lensing, etc.), il est nécessaire de contraindre à 0,1% les erreurs systématiques de calibration. En particulier celles provenant des fluctuations de la transmission atmosphérique qui deviennent prépondérantes. Le Télescope Auxiliaire (AuxTel), de 1.2 m, construit sur le même site que LSST et mis sur le ciel à l’été 2019, observera des étoiles de référence conjointement à ce dernier à l’aide d’un spectrographe sans fente afin de suivre en temps réel ces variations.

La spectrographie sans fente (slitless) connaît actuellement un renouveau, de part ses avantages pratiques (simplicité instrumentale, multiplexing, facilité à pointer), et sera utilisée dans tous les sondages cosmologiques à venir (JWST, Euclid, WFIRST). Cependant, de part la dégénérescence spectro-spatiale qu’elle implique, elle est sévèrement affectée par des effets de contamination croisée (des sources voisines peuvent se recouvrir), et d’auto-contamination (la taille intrinsèque de la source dégrade la résolution spatiale), ce qui compromet les performances finales. Une modélisation « forward » de l’ensemble de la chaîne d’observation devrait significativement améliorer les performances instrumentales, et fournir des résultats optimaux à même de répondre aux objectifs scientifiques.

Brocker

Un des challenges de la cosmologie moderne sera d’arriver à utiliser l’immense quantité de données générée par les nouveaux instruments, et notamment le LSST. En particulier, les Supernovae de type Ia sont des objets transitoires : une naine blanche explose, la luminosité de l’événement grandit pendant 15 jours puis réduit pendant plusieurs semaines.

Pour la cosmologie, il est nécessaire d’observer cette supernovae avant le maximum de luminosité et, si possible d’obtenir un spectre à ce moment-ci. Mais LSST découvre des millions d’objets transitoires par jours et parmi eux, seuls quelques-uns sont des supernovae. Comment les trouver à temps ? Comment savoir lesquels ont le plus de chances d’être intéressants pour la cosmologie ? Quand déclencher un suivi spectroscopique ? Pour tous cela, nous créons des « Broker » qui seront en charge de suivre la production d’alertes fournies non seulement par LSST, mais aussi par les télescopes à neutrinos et à ondes gravitationnelles. Notre groupe travaille dans AMPEL, l’un des plus développés aujourd’hui.

Projet ESA Euclid

Euclid est un satellite de cosmologie observationnelle multi-sonde (oscillations acoustiques des baryons, cisaillement gravitationnel, distorsions de redshifts, etc.) sélectionné par l’Agence Spatiale Européenne (ESA) en 2012 pour un lancement désormais prévu en 2022. Pour accomplir sa mission de sondage, le télescope de 1,2 m est équipé de deux instruments panoramiques, VIS – un imageur optique – et NISP – à la fois un imageur et un spectrographe sans fente travaillant dans le domaine infrarouge. Au final, le sondage est prévu pour durer 6 ans et couvrir un champ de 15 000 deg².

Le consortium Euclid, instance ayant la responsabilité scientifique de la mission, s’agence autour d’une organisation complexe. En relation avec ses différents partenaires, internationaux (p.ex. ESA et NASA), nationaux (p.ex. CNES), et industriels de l’aérospatial (p.ex. Thalès), il assure la définition et la mise en œuvre des objectifs et exigences scientifiques, ainsi que le design, la construction et la validation des instruments VIS et NISP avant livraison à l’ESA. En particulier, le « segment sol » (Science Ground Segment, SGS) du consortium est responsable du développement des algorithmes de traitement et de réduction des observations, de leur mise en œuvre dans des centres de calculs dédiés, et finalement de la production, de l’analyse et de l’interprétation des données scientifiques du sondage. À ce jour, le consortium compte environ 1500 membres de 220 laboratoires européens et américains.

Activités détecteurs

L’activité sur l’instrument NISP est concentrée sur les tests et la validation des performances de la chaîne de détection du plan focal. Celle-ci est constituée de 16 capteurs infra-rouge HgCdTe (H2RG Teledyne, travaillant jusqu’à la longueur d’onde de 2,3 um) connectés aux 16 ROICs de lecture et de 16 ASICs (SIDECAR Teledyne). Un câble flexible cryogénique connecte la ROIC à l’ASIC permettant des températures d’opération du détecteur entre 80K et 90K et de l’ASIC entre 130K et 140K. Le CNES a mis les moyens pour que la campagne de caractérisation sol des détecteurs de vol, après la sélection par Jet Propulsion Laboratory (JPL) et Detector Characterisation Lab (DCL) de la NASA (GSFC NASA), soit prise en charge par l’IN2P3 au CPPM.

Nous participons aux tests des détecteurs de vol et apportons notre expertise dans l’interprétation des résultats. Les algorithmes utilisés pour la caractérisation des détecteurs au sol ainsi que les méthodes de correction des effets détecteurs sont adaptés à la réduction des données scientifiques dans le pipeline NIR/SIR et au suivi du comportement des détecteurs en vol.

En particulier nous avons en charge :

• La position de Détecteur Scientist pour le suivi des performances des chaînes de détection depuis leur production par Teledyne jusqu’à leur intégration et validation sur le plan focal,
• La conception, production et maintenance de logiciels d’acquisition,
• La conception, production et maintenance du logiciel de vérification de qualité en ligne des données,
• Le développement des méthodes d’analyse et de correction de la réponse par pixel :
  • Bruit, modes communs et algorithmes de soustraction des pixels de référence,
  • Mesure de pente du signal et de sa qualité à partir des modes de lecture photométrique et spectrométrique,
  • Études des pixels masqués,
  • Étude des effets de trapping et dé-trapping des porteurs de charge sur les mesures des pentes de signal en charge intégrée,
• Le support constant à la procédure de caractérisation mise en œuvre au CPPM.

Spectrographie sans fente

La participation de l’équipe est centrée sur les activités spectroscopiques (OU-spectro = OU-SIR & OU-SPE) et logicielles au sens large (correspondant SGS-Fr), avec notamment :

•  La co-responsabilité de l’activité OU-SIR,
•   La participation au développement du pipeline de réduction des données NISP photométriques (OU-NIR) et spectroscopiques (OU-SIR),
•  La participation au pipeline d’analyse spectroscopique (OU-SPE),
•  La mise en place d’une modélisation effective de l’instrument NISP,
•  La modélisation directe des effets d’auto-contamination,
•  La cinématique des galaxies en spectrographie sans fente.

Plus d’informations sur le site d’Euclid France