Métrologie des supernovae de type Ia pour la cosmologie : instrumentation et analyse calorimétrique

1. Claire JURAMY 22 mai 2006 Métrologie des supernovae de type Iapour la cosmologie :instrumentation et analyse calorimétrique

2. Plan • Mesures cosmologiques avec les supernovae de type Ia • Instrumentation pour un télescope spatial à grand champ • Thèmes de R&D détecteurs de SNAP • Construction des bancs de test • Développement d’une électronique de lecture intégrée • Système de calibration pour la photométrie • Analyse calorimétrique des données existantes • Modèle calorimétrique des supernovae de type Ia • Simulation du dépôt d’énergie radioactive • Comparaison avec l’énergie lumineuse observée • Analyse des spectres dans les phases tardives

3. Description de l’Univers • Univers homogène, isotrope • Relativité Générale • Expansion de l’Univers (équation de Friedman) : H : taux d’expansion (constante de Hubble H0 au temps présent) R : facteur d’échelle • : constante cosmologique k : courbure : -1 (ouvert), = 0 (plat), +1 (fermé) • X : densités réduites au temps présent

4. Constante cosmologique ou « énergie noire » ? • Accélération de l’expansion • Deuxième équation de Friedman : • Effet de « pression négative » • Équation d’état : wX = pX / X < - 1/3 • Constante cosmologique : w = -1, w’(z) = 0 • Énergie noire : prédictions sur w et w(z) en fonction du modèle

5. Observables pour mesures cosmologiques • Décalage vers le rouge (redshift) cosmologique : Histoire de l’expansion : • Distance de luminosité : • Retracer H(z)

6. Type Ia, z = 0.93, VLT Observation des SNe Ia dans SNLS • Détection • Spectre : identification et mesure du redshift (z) • Suivi multiplexé (MegaCam)

7. SNLS Résultats de cosmologie avec les SN Ia • Flux et redshift mesurés • Réduction de la dispersion des luminosités intrinsèques (Pem) : relations avec paramètres empiriques « stretch » et « couleur » • Calcul de la distance de luminosité • Diagramme de Hubble : Supernovae proches : mesure de distance relative • SuperNova Factory 5 log(dL/1 Mpc) + 25

8. Autres expériences et résultats combinés • Fond diffus cosmologique (CMB) • Cisaillement gravitationnel (weak lensing) • Comptage d’amas • Pic acoustique des baryons • Géométrie, matière, matière noire, énergie noire, w

9. Plan • Mesures cosmologiques avec les supernovae de type Ia • Instrumentation pour un télescope spatial à grand champ • Thèmes de R&D détecteurs de SNAP • Construction des bancs de test • Développement d’une électronique de lecture intégrée • Système de calibration pour la photométrie • Analyse calorimétrique des données existantes • Modèle calorimétrique des supernovae de type Ia • Simulation du dépôt d’énergie radioactive • Comparaison avec l’énergie lumineuse observée • Analyse des spectres dans les phases tardives

10. SNAP (SuperNova Acceleration Probe) • Directions expérimentales après les premiers résultats (1998) : augmenter la statistique, atteindre des décalages vers le rouge supérieurs, diminuer les erreurs systématiques • Grand plan focal • Détecteurs visibles et infra-rouge • Campagne systématique • Spectrographe • Projet SNAP : ~ 700 Mpixel, champ 0,7 degrés carrés, CCD, infra-rouge 1,7 m (z < 1,7)

11. Thèmes de R&D SNAP • Détecteurs : • CCD du LBNL • Infra-rouge à 140 K (WFC3 pour HST) • Électronique de plan focal : contraintes mécaniques et thermiques, consommation, irradiation • Électronique intégrée : compacité, faible consommation électrique, adaptation à la température du plan focal, tenue aux radiations • Autres options : • Plan d’observation : tout au sol (projets de très grands télescopes), mixte sol/spatial (appel d’offre JDEM de la NASA, DUNE) • Plan focal : IR seul, 2 plans, électronique « chaude »

12. Détecteurs : CCD du LBNL • CCD épais haute résistivité du LBNL : « back-illuminated », sensibilité de l’UV au proche infra-rouge, pas de « fringing » • Forte tension de biais, polarité inversée

13. Active Pixel Sensor infra-rouge Mesuré Attendu Objectif • Substrat photosensible HgCdTe ou InGaAs • Matrice de lecture : « BareMux » • H2RG (Rockwell) : pixels de référence, fenêtres • Bruit « extra noise » : supprimé par nouveau procédé

14. Banc de test CCD • Refroidissement à l’azote liquide • Suivi de la température et de la pression • Plan focal : photodiodes calibrées • Lecture CCD : contrôleur SDSU, intégration système LPNHE • Éléments optiques

15. Conception du banc infra-rouge • Deux systèmes de refroidissement • Flexibilité du montage • Insensibilité aux bruits électromagnétiques

16. Performances du banc infra-rouge • Écran froid ~ 100 K • Cryogénérateur : plan focal (plaque molybdène) ~ 70 K • Performances excellentes, compétences nouvelles au LPNHE ASIC Écran 145 K Entrée azote 95 K

17. Lecture des CCD • Capacité de lecture ~ 40 fF, 4 µV/e- • Remise à la référence (reset) • Compensation : • Clamp and Sample : rétablissement de la référence • Dual Slope Integrator : mesure de la référence puis du pixel, soustraction

18. Electronique de lecture intégrée pour caméra à grand plan focal • Architecture du système de lecture : chip intégrant les fonctions de traitement du signal analogique, de CAN, et de sérialisation • Technologie AMS 0.35µ • Spatialisation : irradiation, température (SNAP : 140 K), consommation • Premier ASIC : test des fonctions analogiques

19. ASIC DGCS (Dual Gain Clamp and Sample) • Dynamique 17 bits : de 2 e- (bruit des CCD) à 250000 e- (capacité de puits des CCD) – conversion : 4 µV/ e- • Gamme de tension : +1,5 / - 3,5 V ou + 2,5 V • Vitesse de lecture (~1MS/s) : dynamique limitée à ~14 bits par le comparateur ADC • Solution double gain (x 3 et x 96) + deux ADC de 12 bits • Fonction de Clamp / DC restore

20. R parasites ASIC DGCS : test fonctionnel • Problème de gain et d’offset sur la voie haut gain : x 60, - 600 mV • Identification et mesure de résistances parasites • Test de linéarité satisfaisant LSB 12 bits Bas gain Haut gain

21. Acquisition des tests de bruit • Mesures de bruit à < 1 µV : élimination des bruits parasites • Résistances en entrée : générateur de fluctuations connues, simulation du bruit d’un détecteur • Numérisation rapide (1 GHz), traitement numérique

22. ASIC DGCS : analyse bas bruit Bas gain Haut gain 1 MΩ 20 kΩ 2 kΩ 500 Ω 50 Ω • Spectres de bruit • Mesure du bruit thermique des résistances d’entrée • Bruit intrinsèque au temps de lecture optimal (80 µs) : • x 60 : 1,1 µV • x 3 : 1,8 µV • Validation du package de simulation Mesures C parasites R parasites Simulation

23. Bruit en 1/f • Origine (technologie CMOS) : pièges aux interfaces oxyde – semi-conducteur • Bruit en 1/f devient dominant à très basse fréquence (20 kHz) • Accord avec la simulation, très inférieur à ce qui est annoncé habituellement • Technologie adaptée à lecture CCD

24. Clamp and Sample vs. Dual Slope Integrator Bruit de lecture Bruit de clamp DSI 2 kΩ DSI 500 Ω DSI 500 Ω (sans aliasing) C&S 500 Ω 1 e- ½ e- • C&S : temps d’intégration supérieur à temps/pixel égal, horloge unique • DSI : soustraction des bruits basse fréquence, besoin d’un DC restore, besoin de précision sur constantes de temps

25. Résistance au froid et à l’irradiation • Fonctionnement jusqu’à 130 K • Irradiation par une source de cobalt 60 (180 krad) • L’ASIC respecte son cahier des charges sur tous les points • Applications : SNAP, DUNE, système de calibration

26. Calibration • Étude des sources lumineuses • Analyse complète de source type corps noir pour calibration (ampoule à fil de tungstène) : puissance lumineuse / puissance consommée, surface d’émission, émissivité (fonction de T et ) • Proposition pour un système de calibration photométrique avec des diodes électroluminescentes (LED), pour SNLS (Canada France Hawaii Telescope) et les projets spatiaux • Première étape de validation sur le banc de test CCD

27. Plan • Mesures cosmologiques avec les supernovae de type Ia • Instrumentation pour un télescope spatial à grand champ • Thèmes de R&D détecteurs de SNAP • Construction des bancs de test • Développement d’une électronique de lecture intégrée • Système de calibration pour la photométrie • Analyse calorimétrique des données existantes • Modèle calorimétrique des supernovae de type Ia • Simulation du dépôt d’énergie radioactive • Comparaison avec l’énergie lumineuse observée • Analyse des spectres dans les phases tardives

28. Supernovae de type Ia • Naine blanche C+O, compagnon, masse de Chandrasekhar (1,38 M) • Explosion thermonucléaire, combustion en éléments de masses intermédiaires (Si, Mg, Ca), 56Ni, et isotopes de fer • Dislocation complète, vitesses d’éjection ~10 000 km/s • Désintégrations des éléments instables formés • Courbes de lumière

29. Éléments formés • Énergie thermonucléaire ~ 10 x énergie de désintégration • 56Ni : énergie/nucléon minimale pour Z = A/2 • 56Ni ( = 8,8 j) →56Co ( = 111 j) →56Fe

30. Évolution de la supernova • Phase photosphérique, phase nébulaire • Modèle calorimétrique : bilan, phase nébulaire SN 1990N Bmax + 255 j Å

31. Échappement des  : modèle • Programme de simulation des désintégrations et de l’absorption des produits (, +) dans la supernova en expansion • Paramètres physiques identifiés : masse de 56Ni, énergie cinétique (profil de densité, vitesse maximale), stratification • Effet photoélectrique, diffusion Compton (E  < 4 MeV)

32. GRATIS (Gamma Ray Absorption in Type Ia Supernovae) • Propagation à direction fixée : rapidité de calcul, perte d’information géométrique pour l’interaction Compton • Monte-Carlo Directe Monte Carlo Total produit Total absorbé Absorbé dans Ni Absorbé dans Fe Absorbé dans Si

33. Résultats de GRATIS • Variations de l’énergie déposée en fonction de la masse de nickel mNi et de la vitesse d’éjection vmax • Simulation sans valeur ajustable en dehors des paramètres physiques Vmax = 11000 à 19000 km/s mNi = 0,3 à 1,0 M

34. Courbes bolométriques avec SALT • Modélisation des courbes de lumière avec SALT : • Template spectral • Paramètres empiriques : magnitude mB*, stretch, couleur • Entraînement sur un lot de données important • Optimisé pour l’ajustement cosmologique • Bolométrie : bande spectrale 3000 – 10000 Å • Calibration absolue : • ajustement cosmologique : relation entre luminosité intrinsèque et paramètres empiriques • constante de Hubble (WMAP)

35. Comparaison avec les observations : bilan • Intégrale de la puissance en fonction du temps depuis l’explosion • Bon accord (rendement 50 %), dispersions similaires • Relations entre jeux de paramètres (mNi, vmax) et (s,c)

36. Comparaison des puissances • Bon accord, dispersions influencées par vmax • Rendement identique (50 %) • Manque de fiabilité des courbes bolométriques

37. Décomposition des spectres tardifs • Phase tardive : possibilité d’une calibration absolue • Accessibilité aux observations, quantité et qualité des données • Normalisation en flux sur l’intervalle commun • Vecteur tardif (>+200 j) + vecteur orthonormal (60 à 200 j)

38. 60 j 200 j Analyse en composantes Co + Fe • Projection, évolution linéaire / Fe dans 56Co →56Fe • Efficacité relative de scintillation : manque de données • « Templates » Co et Fe, pics

39. Rayon vert SN 2006D (SNFactory) • Changement rapide de couleur (~2 j), transition vers spectre d’émission • Rapports de pics individuels • Deux estimateurs : vitesse et hauteur du saut de couleur g’/r’

40. Rayon vert • Correspondance avec les filtres de SNLS autour de z = 0,35 (r’/i’) • Nouveaux estimateurs • Extension de SALT

41. Conclusions • Bancs de tests performants • Circuit intégré analogique permettant la lecture à très bas bruit • Proposition pour un système de calibration • Programme simulant l’absorption des  dans une supernova en expansion, en accord satisfaisant avec les observations • Lien entre paramètres empiriques et paramètres physiques • « Templates » en phase tardive • Développement d’estimateurs de luminosité dans la transition vers la phase nébulaire et pendant la phase nébulaire

42. Cryogénie du banc CCD • Suivi de la température et de la pression • Performances du refroidissement : 150 K au niveau du CCD

43. Performances du banc infra-rouge • Écran froid • Refroidissement du plan focal (plaque molybdène)

44. Acquisition CCD • Contrôleur SDSU • Lecture : SDSU, ASIC, DSA

45. Spectres des phases tardives • Données rares • Phases : • Saut de couleur (rayon vert) • 56Co 56Fe • Fer dominant

46. Couleur dans la phase Co  Fe • Couleurs synthétisées

47. Étude de pics individuels • Ajustements gaussiens • Rapports entre pics

48. Diversité des supernovae de type Ia • Masse de nickel 56 • Système progéniteur, explosion • Géométrie : non sphérique, étoile compagnon • Absorption, rougissement par des poussières • Galaxie hôte