Mise à jour le 15 Décembre 2008
 
 
     
CONFÉRENCE
"PLANCK : UN NOUVEAU REGARD SUR LA PLUS VIEILLE IMAGE DE L'UNIVERS"
Par François BOUCHET Dr de recherche au CNRS IAP, co-resp Planck/HFi.
Organisée par la SAF
À la FIAP, 30 rue Cabanis, 75014 Paris (métro Glacière).
 
Le Jeudi 11 Décembre 2008 à 20H30
 
Photos : JPM. pour l'ambiance (les photos avec plus de résolution peuvent m'être demandées directement)
Les photos des slides sont de la présentation de l'auteur.  Voir les crédits des autres photos et des animations.
François Bouchet a eu la gentillesse de nous donner sa présentation complète (en pdf), elle est disponible sur ma liaison ftp elle est dans le dossier COSMOLOGIE SAF et s'appelle. : 2008.12.11-Planck@SAF.pdf  .
Ceux qui n'ont pas les mots de passe doivent me contacter avant.
 
 
 
BREF COMPTE RENDU
Le CR sera bref car la présentation est disponible sur le Net.
 
 
 
 
François Bouchet est Directeur de recherche au CNRS et travaille en ce moment à l'IAP (Institut d'Astrophysique de Paris).
 
Il est spécialiste des grandes structures de l'Univers et du rayonnement cosmologique.
 
 
Pour le satellite Planck, dont nous allons parler ce soir, il est responsable de l'exploitation scientifique.
 
 
 
 
 
 
 
 
LE PROJET PLANCK .
 
Planck devrait prendre la suite de satellites Cobe et WMAP et améliorer notablement la précision de ces mesures précédentes.
 
Planck devrait effectuer la mesure ultime des anisotropies (très faibles variations de température) du fond cosmologique (CMB).
 
·        Et ceci sur l'intégralité du ciel avec une résolution angulaire suffisante, soit de l'ordre de 5 arc minute.
·        Et aussi avec une sensibilité suffisante pour détecter ces variations des émissions d'avant-plan.
·        Et ainsi atteindre les meilleures performances possibles de la polarisation.
 
Cette mission a été sélectionnée en 1996 par l'ESA.
 
 
LES GALAXIES ET L'UNIVERS LOINTAIN.
 
On le sait maintenant, les galaxies ne sont pas réparties au hasard dans l'Univers.
 
On le sait car on procède à des relevés du ciel profond, un des plus connus est le est le relevé 2dF (veut dire deux degré de champ du ciel) ou 2dFGRS (2 degree Field Galaxy Redshift Survey).
 
Le SDSS est aussi un autre type de relevé, il est  lié au télescope de 2,5m de Apache Point du Nouveau Mexique.
Il est capable de mesurer plus de 900.000 galaxies.
 
 
On s'aperçoit que ces groupes de galaxies se trouvent sur des filaments entourés de grands vides, en fait l'Univers à grande échelle a une forme …. d'éponge!
 
Comment se forment donc ces galaxies?
 
 
 
Pour étudier cette formation, on procède à des simulations dans des super calculateurs, et on compare avec ce que l'on observe dans le ciel.
 
Les simulations, dont celle présentée par F Bouchet sont très réalistes, on peut en voir certaines dans les références citées plus loin. 
 
Le point de départ est toujours le même : on part d'un ensemble de particules (matière normale et matière noire) et on laisse jouer la gravité seulement au cours du temps.
 
De long filaments se produisent, à leurs nœuds vont se former les galaxies.
 
 
 
 
Photo d'une simulation (F Bouchet et al. 2000)
on peut voir une simulation identique sur le site de la Cité des Sciences avec commentaires en français.
En rouge : les simulations; les autres quadrants : les mesures effectuées par les différents surveys. Tout à fait similaires, validant ainsi les simulations. Le cercle extérieur correspond à 2 milliards d'années
 
 
Rappelons nous que voir loin, c'est voir dans le passé. En effet la lumière lointaine met un certain temps à nous parvenir, ceci est dû à la vitesse finie de la lumière, même si elle est énorme, elle n'est pas infinie, les toutes premières étoiles ou galaxies ont émis une lumière qui nous atteint après avoir parcouru près de 13 milliards d'années.
 
Alors, pourrait on voir le tout début du Big Bang (BB)?
Hélas, non, car après le BB il existe au tout début, une soupe de particules et une température énorme qui empêche la formation des atomes, il y a comme un "brouillard" permanent, l'Univers est opaque, aucune lumière ne peut être émise.
Les photons se combinent aux électrons crées par diffusion Thomson et empêchent la création d'atomes.
 
Mais l'Univers étant en expansion continue, la densité diminue, la température baisse (ce qui se passe dans le circuit de refroidissement de votre réfrigérateur), les photons perdent de l'énergie, ils ne peuvent plus empêcher la formation des atomes.
Ces photons deviennent donc libres, ils peuvent se propager, l'Univers devient transparent.
 
Cela se passait approximativement 380.000 ans après le BB, c'est pour le moment notre limite de vue.
 
Et c'est cette lumière originelle qui est la plus vieille de l'Univers; elle s'est décalée vers les basses énergie (grandes longueur d'onde) c'est la lumière "fossile" que l'on appelle le bruit de fond cosmologique (ou CMB en anglais). Elle possède une "température" actuelle de 2,7K et correspond à une densité de photons de l'ordre de 400 photons par cm3.
 
On appelle aussi ce moment ou cet instant, surface de dernière diffusion, instant où se sont créées les dernière diffusions de photons.
 
 
François Bouchet, nous signale que nous voyons tous les jours une surface de dernière diffusion : c'est la surface de …..notre Soleil.
 
Le Soleil est un plasma, on ne voit que sa surface, on n'a pas accès à son intérieur. Les photons du Soleil qui nous parviennent n'interagissent plus avec ce plasma, ils diffusent une dernière fois avant de nous parvenir, formant ainsi la surface du Soleil.
En étudiant la surface du Soleil, on peut en déduire des caractéristiques de son intérieur.
Le Soleil est agité de minuscules tremblements qui déforment sa surface et nous renseignent sur son intérieur, de même le CMB avec ses infimes irrégularités (les anisotropies) nous renseignent aussi sur ce qui s'est passé avant.
 
Là, notre orateur nous présente une animation des vue de l'Univers profond par l'étude SDSS couplées avec le CMB, je l'ai retrouvée sur Internet, c'est assez cool, là voilà. (à voir ou à télécharger).
On y voit superposé, les relevés SDSS et le CMB mesuré par WMAP.
 
Les premières étoiles commencent à s'allumer vers 200 millions d'années, l'Univers commencent à briller, pour arriver à notre époque.
 
 
 
LE BRUIT DE FOND COSMOLOGIQUE (CMB).
 
 
Tout d'abord un résumé sur le corps noir et les spectres des ondes électromagnétiques.
 
On remarque dans la partie droite de la photo, le ciel sous différentes longueurs d'onde, en partant du plus énergétique en haut (en X) au moins énergétique en bas (radio).
 
C'est Max Planck, physicien Allemand qui a mis cette théorie au point, il introduit aussi la théorie des quanta.
 
L'énergie de la lumière est d'autant plus faible que sa longueur d'onde est grande.
 
 
 
 
 
 
 
 
Le rayonnement fossile est dans la gamme du rayonnement micro-onde, il correspond à une température de 2,7K, et on cherche à détecter des anisotropies de l'ordre de 100 micro K!!!!
 
 
 
 
On sait prédire les propriétés statistiques des anisotropies dans le spectre de puissance. Voir explications sur le spectre de puissance dans cet ancien astronews.
 
 
Puis F Bouchet nous refait l'historique de la découverte du CMB:
 
·        Depuis les parasites de Penzias et Wilson dans les années 1960 qui ont conduit à une prix Nobel
·        En passant par le satellite COBE en 1992 qui a aussi conduit à un prix Nobel; les premières fluctuations apparaissent.
·        Sans oublier les expériences en ballon de Boomerang au Pôle Sud, où l'on voit apparaître le premier pic.
·        Et en continuant avec WMAP qui détecte 3 pics dans le spectre de puissance.
 
 
 
 
Alors, pourquoi donc encore observer le rayonnement fossile avec Planck?
 
Pour améliorer les mesures précédentes et atteindre peut être d'autres pics.
 
 
Planck mesurera les fluctuations du corps noir cosmologique avec une sensibilité et une résolution sans précédent.
 
 
 
Le satellite PLANCK d'une hauteur de 4,2 mètres et d'un diamètre maximum de 4,2 mètres, aura une masse au lancement d'environ 2 tonnes. Le satellite comprend un module charge utile et un module de service.
 
La charge utile PLANCK comprend :
un télescope grégorien de 1,75 x 1,5 m, équipé d'un miroir primaire et d'un miroir secondaire qui collectent les radiations micro-onde et les dirigent sur le plan focal des instruments, et d'un baffle de protection.
les plans focaux cryogéniques des deux instruments HFI et LFI,
les systèmes de refroidissement : 36.000 litres de He4 et 12.000 litres de He3
Le module de service héberge :
les systèmes pour la génération et le conditionnement de l'énergie,
le contrôle d'attitude,
la gestion des données et les communications,
les parties chaudes des instruments scientifiques (HFI et LFI).
 
 
 
 
Il doit effectuer un relevé du ciel en 5 à 6 mois, on espère pouvoir cumuler 4 ou 5 relevés dans sa durée de vie.
 
Les premiers résultats devraient sortir en 2013, le coût du projet : 5c par Européen et par an.
 
 
 
 
 
Le système cryogénique est du dernier cri et c'est un vrai défi : il utilise un réfrigérateur à dilution 3He-4He qui permet d'atteindre une température de 0,1K; Planck sera alors le point le plus froid de l'Univers.
 
Le refroidissement se produit en plusieurs étapes :
·        Un refroidissement passif d'abord pour amener à 50K
·        Un refroidissement par adsorption qui amène à 18K
·        Un étage de compresseurs : 4K
·        Et finalement le réfrigérateur à dilution He3/He4 qui amène au 0,1K recherché.
 
 
On voit sur cette diapo les différentes parties du satellite avec les degrés différents de refroidissement.
 
L'entrée des informations (la lumière) s'effectue par le haut de l'image (les cornets).
 
 
Ce sont les bolomètres (sorte de thermomètres/ calorimètres) qui requièrent la température la plus basse (0,1K).
 
 
 
 
 
Le Centre d'Étude Spatiale des Rayonnements de Toulouse participe activement au projet Planck, voici ce qu'ils disent des détecteurs sur leur site :
 
 
 
 
Le concept instrumental de Planck comporte deux instruments focaux : un instrument millimétrique, entre 30 et 100 GHz, à détection hétérodyne (LFI) et un instrument sub-millimétrique, entre 100 et 860 GHz, utilisant des bolomètres refroidis (HFI).
 
Au sein d’un consortium international, le CESR participe au développement et au suivi de l’instrument HFI, dont J.L. Puget (IAS – Orsay) est le principal investigateur.
HFI (High Frequency Instrument) va générer des images du ciel en 6 bandes de fréquences entre 100 et 860 GHz.
 
Photo : les cornets d'entrée de l'instrument HFi.
 
 
 
 
 
 
 
 
Il est constitué d’un arrangement de 54 bolomètres placés dans le plan focal du télescope de 1.5m de diamètre de Planck, qui convertissent la radiation sub-millimétrique incidente en chaleur.
Ils sont refroidis à 0,1K pour atteindre la sensibilité souhaitée.
 
Chaque bolomètre est associé à une électronique de lecture, "Readout Units" et à une électronique de gestion générale (DPU). 18 thermomètres haute résolution et 12 thermomètres large gamme sont également contrôlés par les électroniques "Readout-units". Le CESR a réalisé les électroniques de lecture et l’architecture électrique de l’instrument HFI.
Les fonctionnalités de cette instrumentation comprennent :
- l’acquisition et le contrôle de 54 canaux de mesure (54 bolomètres),
- l’acquisition et le contrôle de 18 canaux de thermométrie fine,
- l’acquisition et le contrôle de 12 canaux de thermométrie large gamme,
- le contrôle de 5 régulations type PID et 12 régulations type PI,
- la lecture de 56 servitudes (températures, tensions…),
- la gestion de procédures automatiques (Auto balance et V(I)),
- l’alimentation de 14 modules par des convertisseurs DC/DC.
Le CESR a aussi contribué au développement des outils logiciels de traitement des données en ligne (DPC).
 
La durée de vie du satellite est liée directement à la quantité de He3/He4 consommée, elle est garantie à 14 mois, mais les ingénieurs espèrent pouvoir faire 2 fois mieux.
 
 
QUI FAIT QUOI?
 
L'ESA est maître d'œuvre du projet Herschel/Planck.
 
Le CNES est maître d'œuvre de l'instrument Hfi, l'IAS d'Orsay est responsable de l'instrument et l'IAP responsable du traitement des données.
 
L'ASI (agence spatiale italienne) est maître d'ouvre de l'instrument LFi.
 
Thales Alenia Space est maître d'ouvre du satellite et de l'intégration.
 
L'Air Liquide est notamment responsable de la partie cryogénique.
 
13 laboratoires européens et américains sont partenaires de Planck.
 
 
 
Planck a été terminé et testé au Centre Spatial de Liège (CSL) , on en voit une photo ci-contre.
 
 
Aux petits soins autour du satellite complet Planck.
 
De gauche à droite, la tente thermique, l'observatoire (en position verticale), l'entrée du simulateur spatial FOCAL 5.

Credit : CSL
 
 
 
 
 
 
LANCEMENT ET MISSION.
 
Le lancement du couple Herschel/Planck est prévu pour le 12 Avril 2009.
 
Il faudra deux mois de croisière pour aller en L2 (Point de Lagrange métastable situé derrière la Terre à 1,5 millions de km de nous).
 
On espère atteindre les 0,1K 50 jours après le lancement.
 
On vise 4 ou 5 relevés complets du ciel.
On pourra visionner ou télécharger la façon don Planck scanne le ciel : Superbe vidéo (33MB) de l'ESA.
 
 
Le traitement des données est aussi un vrai défi, non pas tant par la quantité (2 Tera Bytes) mais par la complexité de la manipulation.
Il faudra pouvoir séparer les différents composants de l'information : séparer les informations du bruit de fond cosmologique des autres rayonnements micro-ondes.
 
 
 
Vers 2012 on devrait publier les premiers résultats des 14 premiers mois d'étude.
 
 
La conférence se termine par un intérêt important du public, un grand nombre de questions ont été posées comme on le voit sur la photo ci-contre.
 
 
Merci à François Bouchet et …
 
 
Bonne Chance à Planck!
 
 
 
 
 
 
 
 
 
POUR ALLER PLUS LOIN :
 
Des animations concernant la mission Planck à l'ESA.
 
Film d'animation sur les surveys sdss et wmap tiré du site  : http://astro.uchicago.edu/cosmus/projects/sloangalaxies/animations.html
 
De superbes simulations d'élaboration de galaxies par le CEA, dont la simulation Horizon.
 
Sur le site de HESS, il y a aussi de superbes simulations sur la formation des galaxies.
 
Simulation de formation de galaxies aussi à la Cité des Sciences enregistrée par DalyMotion.
 
 
Contraintes à la Détection des Anisotropies de la Polarisation du CMB par le Satellite PLANCK   par L Fauvet Université J Fourrier, très belle présentation ppt sur le CMB et sur ce que l'on attend de PlancK
 
Measuring our Universe from Galaxy Redshift Surveys, document pdf en anglais.
 
Cours d'astronomie extra galactique de l'Université de Montréal (sur le CMB) en ppt.
 
Large-scale Modelling of the:Evolution of galaxies par Simon White, document pdf en anglais du MPG de Garching.
 
 
Les grandes structures de l'Univers : CR de la conférence de V de Lapparent à la SAF du 14 Fev 2008. (28/02/2008)
 
les grands sondages de l'Univers : CR de la conférence de O Lefèvre du LAM à l'IAP le4 Dec 2007
 
Le fond diffus cosmologique (page de liens utiles)
 
Planck à l'épreuve du froid.
 
Refroidisseur à dilution pour Planck chez l'Air Liquide.
 
Poster sur la dilution He3/4 pour Planck.
 
Les bolomètres par le DAPNIA (CEA) document pdf.
 
Développement de Matrices de Bolomètres pour l'Astronomie par le CNRS document pdf.
 
Le site de la mission Planck pour le grand public.
 
Le site de Planck à l'ESA.
 
 
 
 
 
Bon ciel à tous
 
 
Jean Pierre Martin   membre de la SAF
www.planetastronomy.com