Etalonnage des appareils d'imagerie à grand champ : le projet skydice

Calibration of wide field imagers : the skydice project

• Auteur / Autrice : Pier-Francesco Rocci
• Direction : Nicolas Regnault
• Type : Thèse de doctorat
• Discipline(s) : Physique
• Date : Soutenance en 2013
• Etablissement(s) : Paris 6

Mots clés

Mots clés contrôlés

Astronomie

Étalonnage

Supernovae

Résumé

Entre 1999 et 2001, trois mesures ont changé la cosmologie: la découverte de l'accélération cosmique (Riess et al 1998, Perlmutter et al 1999) a indiqué que la densité de l'Univers est dominé par une sorte d'énergie répulsive de nature inconnue (énergie noire), la mesure du premier pic acoustique dans le spectre d'anisotropie de la température du CMB (de Bernardis et al. 2000) combinée à la détermination précise de H0 (Freedman et al. 2001) a donné de fortes contraintes sur la géométrie de l'espace-temps. Ces mesures ont contribué à résoudre les désaccords persistants entre les observations qui favorisaient une faible densité de la matière, et les motivations théoriques pour une densité plus élevée (critique) de l'univers. Il a favorisé l'émergence du modèle standard de la cosmologie (Lambda-CDM) qui décrit la quasi-totalité des observations d'aujourd'hui avec seulement une poignée de paramètres libres (Planck Collaboration et al. 2013). La cosmologie est maintenant entré dans une ère de mesures de précision, et l'objectif des observations est maintenant à la chasse aux «tensions» au sein du modèle cosmologique. Le cas de supernovae en cosmologie est très caractéristique de cette situation. La mesure des distances de luminosité de SNe-Ia en fonction de leur décalage vers le rouge permettait de découvrir (avec moins de 100 supernovae) l'accélération de l'expansion cosmique. Aujourd'hui, SNe-Ia sont encore la sonde la plus sensible à w, l'équation d'état de l'énergie noire, et le nombre croissant de SNe-Ia sont détectés et étudiés par plusieurs collaborations partout dans le monde, afin d'affiner la mesure du valeur de w, et pour commencer à écarter les modèles de l'énergie noire. La précision sur w est maintenant aussi bas que 7% (Conley et al. 2011 Sullivan et al. 2011) avec près de 1000 SNe-Ia dans le diagramme de Hubble. Malheureusement, la mesure est désormais dominé par les incertitudes systématiques, la principale source de la systématique étant la étalonnage photométrique des imageurs utilisés pour mesurer les flux SNe-Ia. Ce travail a pour sujet l'étalonnage photométrique. C'est un sujet plutôt ésotérique, qui est rarement choisie par les étudiants en doctorat. Mais pour améliorer les résultats actuels, les astronomes n'ont pas d'autre choix que de revoir les systèmes d'étalonnage anciens. Depuis 2005, les collaborations sur l'énergie noire (avec l'aide précieuse du programme de étalonnage HST) ont lancé des efforts d'étalonnage ambitieux, redéfini les normes primaires et de la métrologie entre ces normes et leurs images scientifiques pour pousser leur budget d'erreur bien inférieure à 1% (Betoule et al. 2012). Un suspect cependant que ces techniques, qui s'appuient sur ??des observations de standards stellaires, ne permettra pas une pour atteindre les exigences d'étalonnage des enquêtes futures. Pour cette raison, plusieurs groupes dans le monde travaillent sur des sources expérimentales en laboratoire, qui permettrait d'injecter une lumière très bien caractérisé dans l'optique du télescope et tirent, à partir de ces mesures, le débit du télescope en fonction de la longueur d'onde. Depuis 2007, LPNHE groupe de cosmologie a été impliqué dans la construction d'un système de étalonnage spectro-photométrique pour la dernière génération de caméras à champ large (Barrelet et Juramy 2008). En particulier, l'équipe a conçu et construit deux appareils: SnDICE (Supernovae Direct Illumination étalonnage Experiment) et SkyDICE (SkyMapper Direct Illumination Calibration Experiment), le premier installé dans l'enceinte du Canada -France-Hawaii (TCFH) au sommet du Mauna Kea, et l'autre dans le dôme de SkyMapper (Observatoire Siding Springs, Australie). J'ai commencé ma thèse, quelques mois après que le projet a été financé. J'ai été impliqué dans presque toutes les étapes du projet, notamment l'intégration et l'étalonnage de l'appareil sur notre banc d'essai, ainsi que l' installation et la mise à Siding Springs. J'ai ensuite passé ma troisième année d'analyser les données de mise en service. J'ai commencé ma thèse, quelques mois après que le projet a été financé SkyDICE. J'ai été impliqué dans presque toutes les étapes du projet, notamment l'intégration et l'étalonnage de l'appareil sur notre banc d'essai, ainsi que l' installation et la mise à Siding Springs. J'ai ensuite passé ma troisième année d'analyser les données de mise en service. Dans ce projet nous avons montré qu'il est possible de construire une source lumineuse à base de LED que les échantillons uniformément la gamme de longueur d'onde visible complet. La stabilité de la source est remarquable, allant de quelques-uns? 10-4 pour quelques-uns des LED, à 10-3 pour les canaux les moins stables. J'ai détaillé la caractérisation spectro-photométrique de l'appareil sur notre banc d'essai, LPNHE. Plus important encore, j'ai montré qu'il est possible de construire un modèle spectrophotométrie lisse de chaque LED, qui peut prédire le spectre LED à n'importe quelle température (en un représentant de la plage de température de ce qui est mesuré dans l'enceinte du télescope). Chacun de ces modèles est livré avec un budget d'incertitude que représente (1)-le nombre limité de mesures spectroscopiques et photométriques et (2)-les incertitudes de la banquette d'essai. Enfin, j'ai décrit une méthode pour calibrer les bandes passantes effectives de l'imageur, et de surveiller leurs fronts de série d'images d'étalonnage prises avec SkyDICE. Cette méthode prend en compte toutes les incertitudes du banc d'essai sont les propagent aussi exactement que possible au résultat final. Il est actuellement appliqué à l'ensemble de données réelles de SkyDICE, et ce qui a été présenté ici est un ensemble de tests effectués sur (réaliste) des ensembles de données simulées. Un résultat important de ce travail est que, malgré le fait que les LED sont pas des sources monochromatiques, nous sommes en mesure de contrôler la position des fronts de filtre avec une précision bien inférieure à 1-nm. En ce qui concerne la bande passante inter- étalonnage, nous avons calculé les incertitudes attendus affectant nos estimations de la normalisation de la bande passante, par rapport à la r-bande. Ces incertitudes dépendent en fait de la façon dont nous interprétons les incertitudes qui affectent l'étalonnage de la photodiode NIST. Dans le meilleur scénario, où les incertitudes NIST sont tous corrélés positivement, nous avons montré que, après quelques analyses d'étalonnage, nous nous attelons à une précision d'environ 0,4% dans le u et v bandes (proche UV) et d'environ 0,3% dans les autres bandes. Selon la façon dont nous estimons les incertitudes CALSPEC (qui sont eux-mêmes incertains), ce résultat est soit une amélioration majeure sur CALSPEC, ou soit avec une résultat d'égalité avec ce qui peut être obtenu avec CALSPEC. En tout cas, cela signifie que, en utilisant systématiquement une source DICE pour calibrer un télescope de l'enquête, nous devrions être en mesure de tester l'échelle des flux de CALSPEC. L'analyse de l'ensemble de données de mise en service SkyDICE est toujours en cours. L' élément principal manquant est le contrôle de la position relative de la lunette et des sources, ainsi que d'une estimation de la pollution des trames d'étalonnage. Ces deux aspects de l'analyse sont activement travaillé, et le premier contraintes devraient être publiés bientôt.

Between 1999 and 2001, three measurements changed Cosmology forever: the discovery of Cosmic Acceleration (Riess et al. 1998, Perlmutter et al. 1999) indicated that the density of the Universe is dominated by some kind of repulsive energy of unknown nature (namely Dark Energy). The measurement of the first acoustic peak in the CMB temperature anisotropy spectrum (de Bernardis et al. 2000) combined with the precise determination of H0 (Freedman et al. 2001) gave strong constraints on the flatness of space-time. These measurements contributed to solve the persisting disagreements between the observations that were favouring a low density of matter, and theoretical motivations for a higher-density (critical) Universe. It favoured the emergence of the Standard Model of Cosmology (CDM) that describes nearly all of today's observations with only a handful of free parameters (Planck Collaboration et al. 2013b). Cosmology has now entered an era of precision measurements, and the goal of observations is now to hunt for ''tensions'' within the cosmological model. The case of Supernova cosmology is very characteristic of this situation. The measurement of luminosity distances to SNe-Ia as a function of their redshift allowed one to discover (with less than 100 supernovae) the acceleration of cosmic expansion. Today, SNe-Ia are still the most sensitive probe to w, the Dark Energy equation of state parameter, and growing number of SNe-Ia are being detected and studied by several Collaborations all over the world, in order to pin down the value of w, and to start ruling out Dark Energy models. The precision on w is now as low as 7% (Conley et al. 2011, Sullivan et al. 2011) with nearly 1000 SNe-Ia in the Hubble diagram. Unfortunately, the measurement is now dominated by systematic uncertainties, the dominant source of systematics being the photometric calibration of the imagers used to measure the SNe-Ia fluxes. This work is about photometric calibration. This is a rather esoteric subject, which is seldom chosen by PhD students. But the thing is that, to improve on the current results, astronomers have no choice but to revisit the ancient calibration schemes. Since 2005, most Dark Energy Collaborations (with the invaluable help of the HST calibration program) have launched ambitious calibration efforts, redefined primary standards and metrology between those standards and their science images and push down their error budget well below 1% (e. G. Betoule et al. 2012). One suspect however, that these techniques, which rely on observations of stellar calibrators, will not allow one to reach the calibration requirements of future surveys. For this reason, several groups in the world are working on experimental laboratory sources, that would allow one to inject very well characterised light into the telescope optics and derive, from these measurements, the telescope throughput as a function of wavelength. Since 2007, LPNHE cosmology group has been involved in the construction of a spectro-photometric calibration system for the last generation of wide field imagers (Barrelet and Juramy 2008). In particular, the team has designed and built two devices: SnDICE (Supernovae Direct Illumination Calibration Experiment) and SkyDICE (SkyMapper Direct Illumination Calibration Experiment), the first installed in the enclosure of the Canada France Hawaii Telescope (CFHT) on top of Mauna Kea, and the other in the dome of SkyMapper (Siding Springs Observatory, NSW, Australia). I started my PhD a few months after the project was funded. I was involved in nearly all stages of the project, in particular the integration and the calibration of the device on our test bench, as well as the installation and commissioning at Siding Springs. I then spent my third year analysing the commissioning data. We have shown that it is possible to build a LED based light source that samples evenly the full visible wavelength range. The stability of the source is remarkable, ranging from a few 10-4 for a few of the LEDs, to 10-3 for the less stable channels. I have detailed the spectrophotometric characterisation of the device on our test bench at LPNHE. More importantly, I have shown that it is possible to build a smooth spectrophotometric model of each LED, that can predict the LED spectrum at any temperature (in a temperature range representative of what is measured in the telescope enclosure). Each of these models comes with an uncertainty budget that accounts for (1)-the finite number of spectroscopic and photometric measurements and (2)-the test bench uncertainties. Finally, I have described a method to calibrate the effective passbands of the imager, and monitor their fronts from series of calibration frames taken with SkyDICE. This method takes into account all the test bench uncertainties are propagate them as exactly as possible to the final result. It is currently being applied to the real SkyDICE dataset, and what has been presented here is a set of tests performed on (realistic) simulated datasets. A important result of this work is that, despite the fact that the LEDs are not monochromatic sources, we are able to control the position of the filter fronts with an accuracy well below 1-nm. Regarding the passband inter-calibration, we have computed the expected uncertainties affecting our estimates of the passband normalisation, relative to the r-band. These uncertainties actually depend on how we interpret the uncertainties that affect the calibration of the NIST photodiode. In the best-case scenario, where the NIST uncertainties are all positively correlated, we have shown that after a few calibration runs, we get down to a precision of 0. 4% in the u and v-bands (near-UV) and of 0. 3% in the other bands. Depending on how we estimate the CALSPEC uncertainties (which are themselves uncertain), this result is either a major improvement on CALSPEC, or on par with what can be obtained with CALSPEC. In any case, this means that by using routinely a DICE source to calibrate a survey telescope, we should be able to test the CALSPEC flux scale. The analysis of the SkyDICE commissioning dataset is still ongoing. The main missing ingredient is the control of the relative positions of the telescope and the sources, as well as an estimate of the pollution of the calibration frames. These two aspects of the analysis are actively worked on, and the first constrains should be published soon.