Le LSST – Legacy Survey of Space and Time est un grand relevé astronomique de 20 000 degrés carrés, prévu pour durer 10 ans, qui sera effectué à partir de l’observatoire Vera C. Rubin (Vera C. Rubin Observatory, ou Rubin Obs.) qui est actuellement en cours de construction dans le nord du Chili sur le Cerro Pachón. La prise de données scientifiques pour le LSST interviendra à partir de 2024.

Les données prises lors de ce relevé permettront aux chercheurs du monde entier de s’attaquer à nombre de questions importantes allant des propriétés de l'énergie et de la matière noire à la formation de la Voie lactée ou les propriétés des petits corps du système solaire voire les trajectoires d'astéroïdes potentiellement dangereux. Huit grandes collaborations scientifiques préparent actuellement l’exploitation des données prises par le Rubin Obs.. L’équipe de l’APC est impliquée sur l'analyse des données pour les questions de cosmologie et d’énergie noire en particulier. Elle fait partie de la collaboration scientifique pour l’étude de l’énergie noire (Dark Energy Science Collaboration, DESC).
 

Le projet

Le télescope du Rubin Obs. est appelé le Simonyi Survey Telescope (SST). C’est un télescope au sol de 8,4 m de diamètre dédié à l’astronomie grand champ qui pourra faire l’imagerie de la moitié du ciel toutes les trois nuits en six bandes optiques (ugrizy, de 320 à 1050 nm) permettant une observation multi-longueurs d’ondes des mêmes objets. Cette caractéristique est essentielle pour reconstruire le redshift (ici photométrique) des objets observés et permet également de fournir une information spectrale qui peut être exploitée pour les analyses. Le mode d'observation est par ailleurs optimisé pour détecter les phénomènes transitoires (variation de luminosité ou changement de position d’un objet). Ce “film” de notre univers qui permettra d’observer jusqu’à des redshifts de 3 permettra d’y poser un nouveau regard, en particulier en ce qui concerne l'évolution dans le temps des objets observés.

Sur le SST, c’est la caméra du LSST qui prendra de façon effective les images du ciel. Elle possède un champ de 9,6 degrés carrés et est à ce jour la plus grande caméra numérique au monde avec ses 3 milliards de pixels. Une fois en place, la caméra du LSST prendra prendra des paires d’expositions de 15 secondes toutes les 3 minutes environ pour chaque champ du télescope et ce tout au long de la nuit. Entre la dernière lentille du télescope et le capteur on trouve le filtre (75 centimètres de diamètre) qui permet de sélectionner une portion du spectre lumineux (correspondant à une des bandes u, g, r, i, z ou y). Un carrousel comportant 5 filtres permet de le remplacer en quelques minutes. Un sixième filtre peut être placé manuellement.

L’équipe de l’APC est impliquée sur la construction de la caméra du LSST via le développement du logiciel de commande de la caméra (Camera Control System, CCS) et celui du changeur de filtre de la caméra (FCS).

Le Rubin Obs. est le télescope de tous les records. Il permettra d’obtenir un relevé uniforme et profond (une exposition de 15 secondes, permettant d’atteindre une magnitude de 24,5 dans la bande r, le stacking des images permettra d’atteindre la magnitude 27) de 18 000 degrés carrés et produira plus de 5,2 millions d’images en 10 ans. Le Rubin Obs. produira en moyenne 15 Tb de données brutes par nuit, ce qui correspond à un volume de données supérieur à 200 Pb. Des centres de traitement de données dont le centre de calcul de l’IN2P3 (CC-IN2P3) traiteront l’ensemble des données quasiment en temps réel.

La science avec le LSST

Cosmologie avec les grands relevés

La cosmologie est l’étude de l’Univers dans son ensemble, de sa composition, de sa structure, de son origine et de son évolution.

Ces dernières décennies ont vu la confirmation par un grand nombre d’observations par différents instruments et par le biais de différentes observables (autrement appelées sondes cosmologiques) d’une description mathématique communément admise de notre univers et de son histoire. Ce modèle, ΛCDM, est à l’heure actuelle le modèle le plus efficace permettant d’expliquer de façon concordante l’existence du fond diffus cosmologique, l’abondance des éléments légers dans l’univers, la structuration à grande échelle de la matière dans notre univers et l’accélération de son expansion. La multiplication des observations astrophysiques que ce soit avec le fond diffus cosmologique ou la collecte de grands relevés de galaxies permettent même d’entrer dans ce que nous qualifions d’une ère de précision pour la mesure des paramètres de ce modèle standard de la cosmologie.

Cependant, si performant qu’il soit, ce modèle standard repose sur deux composantes majeures qui restent à l’heure actuelle encore extrêmement mystérieuses, la matière noire d’une part, et l’énergie noire d’autre part, qui représentent pourtant respectivement 25 et 70% du contenu énergétique de notre univers si on s’en réfère à nos observations.

Les grands relevés de galaxies comme celui qui va être effectué par le Rubin Obs., permettent l’étude des structures aux grandes échelles et de leur évolution (en s’appuyant sur une reconstruction du redshift, autrement dit de la distance des galaxies associées à ces structures). L’observation de galaxies de plus en plus lointaines permet de caractériser les structures de la matière aux grandes échelles de notre univers à des époques de plus en plus reculées. Aussi en étudiant l’évolution de ces structures, c’est l’histoire de notre univers à laquelle nous avons accès et en déterminant la manière dont l'expansion de l’univers varie avec le temps, on peut en déduire les propriétés de l'énergie noire.

Le relevé LSST avec ses 18 000 degrés carrés et une couverture particulièrement profonde du ciel permettra de tester les propriétés fondamentales de notre univers en se reposant sur un ensemble d’observations effectuées par le même instrument. Il permettra en effet de faire avec les mêmes données :

• une étude de l’effet de lentillage gravitationnel faible (cf. ci-dessous), qui permet d’avoir accès en l’utilisant à plusieurs redshifts différents, à l’évolution des structures et des ratios de distance au cours de l’histoire de notre univers,
• une étude de l’effet de lentillage gravitationnel fort pouvant être utilisé pour les tests de la nature de la matière noire dans les amas de galaxies notamment ainsi que pour caractériser l’évolution des ratios de distance,
• une étude de l’évolution des corrélations tridimensionnelles de galaxies,
• le comptage des amas de galaxies cartographiés par effets de lentillage faible,
• une étude complémentaire des observations de supernovae qui pourront être suivies grâce à la redondance du relevé.

Le VRO LSST offrira donc une précision statistique sans précédent, mais également un contrôle très fin des erreurs systématiques (c’est à dire pouvant être liées aux techniques d’observation ou d’analyse) pourra être rendu possible par l’appui sur ces différentes sondes cosmologiques qui seront exploitées en corrélation. Tout pousse donc à penser que l’exploitation d’un relevé de galaxies tel que celui-ci, rendue plus puissante encore par la mise en place de l’analyse conjointe des données prises par le satellite Euclid (lien vers la page Euclid du labo APC) dans les zones du ciel couvertes par les deux instruments, permettra des avancées majeures dans la contrainte des modèles d’énergie noire.

Lentillage gravitationnel faible

Pour appliquer des contraintes sur les paramètres de l’énergie noire, il est nécessaire de connaître la répartition de la matière dans l’Univers. Une des différentes sondes permettant d’accéder à cette distribution est le lentillage gravitationnel faible (ou lensing): la déformation de l’image d’une ou d’un groupe de galaxie(s), par la courbure de l’espace-temps générée par la présence d’objets massifs le long de la ligne de visée. En effet, cette courbure modifie le chemin parcouru par la lumière provenant de la source observée (voir figure ci-dessous) :

Appliqué à un groupe de galaxies, le lentillage gravitationnel déforme donc de façon cohérente l’image des galaxies du fait de la masse présente sur la ligne de visée. Leur formes et orientations mesurées sont alors corrélées et on peut utiliser ces corrélations pour accéder à une mesure locale appelée le cisaillement cosmique. Cette mesure permet d’évaluer la masse répartie entre les objets observés et l’observateur.

Mesurer le cisaillement cosmique à différentes distances permet la reconstruction de l’évolution des grandes structures dans l’univers et par conséquent d’apposer des contraintes sur les paramètres de l’énergie noire qui agit à l’opposé de la gravitation. Pour résumer, mesurer les formes (ellipticités) et distances (redshift) des galaxies permet de contraindre les paramètres de l’énergie noire.

Pour aller plus loin, il est possible de consulter cet article de revue : Kilbinger 2014 .

Activités de l'APC

L'équipe APC

 

Le contrôle commande de la caméra

L’APC est fortement impliqué dans la conception et le développement du logiciel de pilotage et de contrôle de la caméra du télescope Vera C. Rubin. L’APC en assure la responsabilité scientifique, le développement de nombreux outils communs et le développement du FCS (Filter Control System), le système de pilotage des filtres de la caméra. Celle-ci contient 5 filtres et au cours d’une nuit d’observation, on effectuera plusieurs changements de filtres. Un 6ème filtre pourra être chargé dans la caméra dans certaines conditions météo, pendant la journée.

Le changeur de filtre, constitué d’un carrousel, d’un autochanger et d’un loader est un système mécanique complexe conçu et fabriqué par plusieurs laboratoires de l’IN2P3 : le LPNHE (Paris), le CPPM (Marseille), le LPSC (Grenoble), et le LPC (Clermont-Ferrand). Le FCS qui le pilote doit assurer une dizaine de changements de filtres toutes les nuits pendant 10 ans. Afin de valider la conception du changeur de filtres, un prototype du changeur de filtres a été construit et a permis de tester à la fois la mécanique, l’électronique et l’informatique du système.

Le CCS (Camera Control System) est un système distribué de sous-systèmes qui communiquent entre eux autour de 3 bus. Chaque sous-système du CCS pilote et contrôle un des sous-systèmes de la caméra, comme par exemple l’obturateur, le système de réfrigération, le changeur de filtres, le système distribuant la puissance électrique, la communication avec le plan focal. Le CCS permet d’envoyer des commandes aux sous-systèmes de la caméra, de surveiller l’exécution des commandes et fournit des outils de surveillance et de diagnostic.

Dans le CCS, on trouve aussi un toolkit qui offre aux développeurs de tous les outils permettant de développer un sous-système, par exemple la communication avec les bus, l’enregistrement dans la base de données des statuts, une console graphique. On y trouve aussi le Master Control Module, et l’interface de communication avec les opérateurs du télescope. Le CCS est développé en Java en collaboration avec des collègues du laboratoire SLAC en Californie.

Depuis novembre 2019, le changeur de filtres est intégré à la caméra. Celle-ci est en construction dans le hall de montage du laboratoire SLAC. Le confinement dû à la crise sanitaire du Covid-19 nous oblige à faire preuve d’imagination pour continuer les tests, de part et d’autre de l’Atlantique.

Galaxy blending

Le blending ou superposition de sources (étoiles ou galaxies) est une des erreurs systématiques majeures pour l’étude du lentillage gravitationnel faible. En effet, comme expliqué précédemment, cette étude nécessite une mesure précise des formes et du redshift des galaxies, ce qui devient particulièrement difficile lorsque ces galaxies sont superposées avec d’autres sources.

Pour le Rubin Observatory LSST, il est estimé que plus de 58% des sources détectées seront superposées (Dawson et al. 2017). Il est donc nécessaire, pour la Dark Energy Science Collaboration (DESC), d’établir des processus de séparation de sources (ou deblending) suffisamment précis pour éviter autant que possible l’ajout d’un biais non désirable à l’analyse.

Deux méthodes de deblending utilisant des techniques de deep learning sont étudiées au sein de notre équipe: une première utilisant la technologie U-Net (Ronneberger et al. 2015) afin d’effectuer une segmentation des sources et estimer le flux de deux galaxies superposées (Boucaud et al. 2020), et une seconde utilisant les auto-encoder variationnels (Kingma et al. 2013) pour apprendre le modèle d’une galaxie seule puis l’utiliser pour effectuer la séparation de galaxies (Arcelin et al. 2020). La première méthode, développée dans le cadre de la mission Euclid,  pourrait être également utile aux dans le cadre d’une analyse jointe des données du sondage LSST et celles d'Euclid. La seconde méthode est développée au sein de la collaboration DESC.

 

Liens

Projet

• site du Vera Rubin Observatory – galerie photos
• site de la communauté française
• site de l'ANR AstroDeep

Presse

• première photo de la caméra – SLAC, sept 2020
• tests du changeur de filtres – SLAC, janv 2020
• livraison du changeur de filtres à Stanford – SLAC, sept 2019
• la caméra du LSST dans le journal du CNRS – LPNHE, été 2019