Élimination des impacts de rayons cosmiques

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Classication observationnelle des supernovæ

La classication des supernovæ est essentiellement réalisée en utilisant les caractéristiques spectrales de celles-ci. On utilise aussi les propriétés photométriques pour distinguer des sous-classes de phénomènes.
Lorsqu’on regarde une série temporelle de spectres, c’est à dire une suite de spectres observés à différents moments de l’explosion des supernovæ, on constate que cette série peut être scindée en deux catégories : Si les spectres sont obtenus peu après le début du phénomène, le milieu encore opaque au rayonnement et les raies observées apparaissent en absorption. On parle de phase photosphérique. En revanche, si les spectres sont acquis plusieurs semaines après le maximum de luminosité, les raies apparaissent alors en émission puisque le milieu est plus transparent, les photons peuvent alors s’échapper.
Les spectres sont dits en phase nébulaire. Ce sont principalement les spectres de la première phase qui permettent la différentiation entre les types.

Remarque sur le prol des raies

Quand la supernova explose, la matière est éjectée à grande vitesse. Cette matière s’appelle l’éjecta.
Durant cette phase, les caractéristiques spectrales évoluent rapidement. Dans un premier temps, l’enveloppe en expansion rapide est opaque au rayonnement : c’est la phase photosphérique. On observe sur le spectre, de larges bandes en absorption, caractéristiques d’un milieu thermiquement agité. La plupart de ces raies présentent un prol P-Cygni dû à l’expansion rapide de la photosphère (Fig. 1.2)

Un peu de nucléosynthèse

La plupart des éléments lourds, c’est à dire ayant une masse atomique plus importante que celle de l’hélium, ont été synthétisés dans les étoiles. Mais les plus lourds d’entre eux, dont la masse atomique dépasse celle du fer, sont, semble-t-il, synthétisés dans les supernovæ de type II. Ainsi une bonne partie du silicium est fusionnée en noyaux du pic de fer, notamment, le nickel ǀ©DÑjÒ radioactif. Ces éléments sont intensément bombardés par des neutrons engendrant la création d’éléments encore plus lourds dits de processus r (rapide). Si l’essentiel de l’hélium est synthétisé lors la nucléosynthèse primordiale, les supernovæ de type II modient l’abondance de cet élement. Elles sont aussi à l’origine de l’abondance en éléments tels que le carbone (C) et l’oxygène (O), éléments dits de processus s (slow). Elles contribuent aussi à l’enrichissement de l’univers en hélium (He). On pourra trouver plus d’informations sur ces réactions de capture neutronique dans (Thielemann et al. (1998)). La gure théorique (Fig. 1.8) qui reproduit les abondances des éléments stables dans l’univers, fut conrmé avec l’analyse de la supernova de type II, apparue dans le grand nuage de Magellan, SN1987A.

Les supernovæ thermonucléaires : SNIa

L’intérêt des supernovæ de type Ia s’est incroyablement accrue au cours des quinze dernières ann
ées pour leur application cosmologique. En effet, leur remarquable homogénéité tant au niveau spectral qu’au niveau photométrique leur confère le statut de chandelles standardardisables. C’est-à-dire qu’elles comptent parmi les astres utilisés pour faire des mesures de distances dans l’univers.
Dans ce chapitre, on essaye de comprendre le phénomène “SNIa” dans ces grandes lignes d’après les observations et les modélisations. On mettra aussi en évidence les problèmes qui subsistent encore, les incompréhensions qui demeurent.

Que sait-on des supernovæ de type Ia ?

Classication et considérations spectroscopiques

Ainsi que nous l’avons abordé dans la première partie, on reconnaît les supernovæ de type Ia par l’absence d’hydrogène et la présence d’un prol P-Cygni de silicium SiII autour de 6100Å 8 dans les spectres de la phase photosphérique (autour du maximum). Le spectre présente également des raies provenant d’éléments de masse intermédiaire tels que le calcium CaII (3934Å, 3868Å et 8579Å), le silicium SiII (3958Å, 4130Å, 5051Å et 5972Å), du magnésium MgII (4481Å), du soufre SII (5468Å et 5612Å, 5654Å) ainsi que de l’oxygène OI (7773Å). La gure (Fig. 1.10) présente les différents éléments cités sur le spectre. Les raies sont essentiellement en absorption du fait de la grande opacité de la photosphère.
Ces informations sont tirées de Leibundgut (2000).

Attraits cosmologiques des supernovæ

La compréhension de l’histoire de l’univers est le but fondamental de la cosmologie. Le test le plus
simple conceptuellement est d’observer comment des chandelles standard, ces astres dont la luminosité est réputée homogène, s’éteignent avec la distance. On peut trouver une revue des principaux indicateurs extragalactiques dans l’article de Jacoby (1992).Voilà bientôt un demi siècle, un paradigme pour comprendre les propriétés globales de l’univers, a émergé, basé sur la Relativité Générale en faisant l’hypoth èse que l’univers est homogène et isotrope. Mais un peu plus d’une décennie aura suft pour que les supernovæ de type Ia montrent leur puissance incontestable à mesurer des distances extragalactiques.
Etant donné que cette thèse ne contient aucun travail sur la cosmologie, on se contentera de faire des rappels brefs des méthodes utilisées pour mesurer la constante cosmologique et les paramètres cosmologiques à l’aide des supernovæ de type Ia. Par ailleurs, pour les supernovæ de type Ia à très faible décalage vers le rouge, on peut estimer la constante de Hubble.

La standardisation des supernovæ de type Ia

Dans les sections précédentes nous avons mis en lumière les particularités des SNIa. Alors nalement, il est légitime de s’interroger sur la réelle standardité de ces astres. En fait, si on exclut les évémenements particuliers, la population résiduelle (qui reste majoritaire à 65%) est particulièrement homogène. Néanmoins, même au sein de ces SNIa “normales” des différences sont observées tant dans le spectre que dans la courbe de lumière. La dispersion observée en B est d’environ 0.5 magnitude en B, ce qui est rédhibitoire pour faire de ces objets des indicateurs de distance sufsamment précis. En effet, une telle dispersion correspond à une différence d’environ 46% sur le ux soit des disparités de l’ordre de 23% sur les distances.
Tout est perdu ? Non, tout est pour le mieux dans le meilleur des mondes possibles. Rappelons nous, le graphique (Fig. 1.13) nous avait permis, d’observer une corrélation entre le maximum de luminosité et la décroissance des courbes de lumière. Cette corrélation a été montrée par Phillips (1993) à partir d’une vingtaine de supernovæ de type Ia proches, découvertes par le Calàn Tololo Supernovae Search. Cette étude a en effet mis en évidence que les courbes de lumière les plus étroites correspondent aux supernovæ les moins lumineuses. Pour mesurer cet effet, il existe plusieurs méthodes dont trois vraiment importantes qu’il faut citer. La première est la mesure de la variation de magnitude entre le maximum de la courbe de lumière et quinze jours après ce maximum : ƒ‚%Ù.
. La deuxième est la mesure du facteur d’étirement temporel12 de la courbe de lumière utilisé pour ramener toutes les courbes de lumière observées à la forme d’un patron de courbe de lumière, déni par Goldhaber et al. (2001), de facteur d’étirement 6 égal à l’unité. Cette correction conduit à l’uniformisation des courbes de lumière comme le montre la gure (Fig. 1.17). La dernière méthode, MLCS (Multi Light Curve Shape) consiste aussi à construire un patron de courbe de lumière à l’aide d’un lot d’entraînement. Les courbes de lumières sont alors ajustées à partir de deux paramètres de forme. On se reportera à Riess et al. (1998) et Tonry et al. (2003) pour une description plus détaillée de cette méthode de standardisation des courbes de lumière.
Ainsi, ces méthodes d’uniformisation permettent d’obtenir des échantillons homogènes, standardisés utilisés pour constuire le diagramme de Hubble.

Les campagnes de recherche du SCP avec ESI

Contexte scientique

La mesure de 42 supernovæ de type Ia dont les décalages vers le rouge s’étalent entre 0.18 et 0.83 a permis de mettre en évidence l’accélération de l’expansion de l’univers et l’existence d’une énergie sombre représentant près de 70% du contenu de l’univers. Le contrôle des incertitudes et donc l’amélioration de la précision sur les mesures ont conduit le Supernova Cosmology Project à vouloir remplir le diagramme de Hubble jusqu’à des décalages vers le rouge de 1.2. En effet, atteindre de tels décalages augmente la sensibilité sur les paramètres cosmologiques et permet de mieux discriminer les modèles (cf. Fig. 2.1). La proposition de programme de cette gure, basée sur une simulation prétend pouvoir vérier la courbure de l’univers obtenue avec les données du CMB.
La mesure de la métallicité dans la partie ultra-violet des spectres est aussi un objectif qu’espère atteindre le SCP en observant ces supernovæ de type Ia si lointaines. En effet, la métallicité pourrait être un paramètre important gouvernant le transfert radiatif dans la photosphère des supernovæ qui n’est pas encore très bien compris.
Dans la suite, on décrit globalement les différentes observations et les moyens mis en œuvre lors de ces différentes campagnes avec l’ensemble des télescopes concernés. On dénit aussi le protocole d’observation appliqué pour ces différentes campagnes de recherche.

Méthode classique de recherche des supernovæ

Comme nous l’avons vu dans le chapitre (Chap. 1), les supernovæ de type Ia sont des objets variables.
Un des moyens de les détecter est de comparer des images prises à différentes périodes. La méthode moderne consiste dans un premier temps à faire des observations d’un champ à une époque donnée, autour d’une nouvelle lune (pour minimiser la lumière de fond de ciel). C’est l’époque de référence. Dans un second temps, l’étape de découverte a lieu autour de la nouvelle lune suivante. Le champ de référence est réobservé, cette période est dénie comme l’époque de recherche. La gure (Fig. 2.2) illustre le principe de recherche des supernovæ de type Ia. Les observations s’effectuent avec des ltres, dispositifs optiques qui sélectionnent une gamme de longueurs d’onde et permettent d’optimiser le rapport signal sur bruit. Chaque période d’observation consiste à prendre plusieurs expositions du même champ que l’on va sommer. Le temps d’exposition dépend entre autres du choix du ltre et de la profondeur du champ désirée.
Le choix du ltre est lui dicté par la gamme de décalages vers le rouge visée. En effet, les observations photométriques doivent être effectuées dans un ltre proche du ltre correspondant au ltre bleu dans le référentiel de la supernova, où la luminosité est la plus importante. Avec le décalage vers le rouge, cette partie du spectre est décalée dans une gamme de longueurs d’onde différente. Le choix du ltre de l’observateur doit être adapté. Typiquement, les supernovæ de décalages vers le rouge de 0.2, 0.5 ou 0.9 seront observées respectivement dans les ltres V, R et I (correspondants respectivement au vert, rouge et proche infra-rouge). La gure (Fig. 2.3) illustre ce choix de ltre pour une supernova à un décalage vers le rouge de 0.9.
Suite aux observations, on effectue un pré-traitement des images consistant à corriger les images des piédestaux de l’électronique, de l’efcacité quantique des CCDs, des franges… Les images sont ensuite alignées geométriquement. On harmonise ensuite la résolution des images qui dépend des conditions atmosphériques (en particulier par effet de seeing). Ces étapes bien décrites dans Fabbro (2001) ou Raux (2003), sont difciles à mettre en œuvre et un logiciel dédié, ToADS 1, a été développé par l’équipe FROGS2 pour automatiser ce processus.

Les déroulements des campagnes et les résultats du SCP

Campagne 2001

Durant cette campagne de recherche, de nombreux télescopes ont été utilisés, pour la recherche, l’identication spectrale et le suivi (pour les candidats certiés SNIa). En effet, les télescopes CFHT (+CFHT12k), CTIO (+BTC) et SUBARU (+ SuprimeCam) ont permis de réaliser les découvertes. Les télescopes Keck I&II (avec ESI et LRIS, respectivement), VLT (avec FORS1/2 et ISAAC), Subaru (avec FOCAS) et Gemini (avec GMOS et NIRI) ont servi à l’identication des candidats. On se reportera aux circulaires IAU 7649, 7877 et 7993 pour connaitre les détails des observations. Cela dit, c’est environ trente spectres qui ont été acquis dont 21 sont des SNIa, 4 sont classés Ia ? (c’est à dire qu’ils peuvent présenter les caractérisques d’une SNIa, mais un rapport signal-sur-bruit trop faible empêche une identication formelle). Les autres spectres n’ont pas été identiés.
Notons que parmi cette trentaine de spectres, 16 ont été obtenus avec le spectrographe ESI de Keck I. On donnera les résultats de l’analyse de ces spectres de manière plus détaillée dans le chapitre (Chap. 4). Cinq SNIa parmi les plus éloignées ont été suivies photométriquement avec le télescope spatial Hubble et sont présentés dans Raux (2003).

Campagne d’étude détaillée des spectres

Contexte scientique

Ainsi que nous l’avons souligné lors de la description de l’expérience SCP, la découverte des supernovæ de type Ia permet de distinguer les différents modèles cosmologiques. C’est pourquoi le SCP a choisi de chercher des SNIa autour de J‡. Il est néanmoins indispensable de comprendre les mécanismes d’explosion sous-jacents an de contrôler aussi précisément que possible les biais pouvant affecter les mesures de cosmologie. C’est pourquoi une campagne d’observation d’une dizaine de SNIa à 4£” ì a été entreprise par les FROGS en collaboration avec R.S Ellis de l’université Caltech pour obtenir des spectres de très haute résolution. Le but recherché de ces observations était l’étude détaillée de ces spectres. L’objectif secondaire est la détermination de la métallicité du progéniteur des SNIa. Celle ci pourrait affecter la relation entre la luminosité au pic et la forme de la courbe de lumière (Phillips 1993).
C’est la première campagne d’observation à laquelle j’ai participé et j’ai eu la charge de la réduction
et de l’identication des spectres.

Méthode innovante : la recherche glissante

La méthode de détection décrite dans le chapitre précédent, fut utilisée pendant très longtemps, notamment par les FROGS et le SCP dans les différentes campagnes de recherche de 1997 à 2002. Si le candidat, une fois spectré, était effectivement une supernova de type Ia et que de surcroît, il paraissait avoir été observé avant son maximum de luminosité, alors on faisait un suivi photométrique en repointant le télescope sur le champ contenant l’objet pour pouvoir construire sa courbe de lumière. Depuis le mois de mars 2003, une nouvelle stratégie de recherche a été mise en place pour le projet SNLS. Le principe est d’observer les mêmes champs à intervalle régulier dans plusieurs ltres (u*,g,r,i,z). Cette mesure continue, sur le même instrument (MegaCam en l’occurrence), offre la possibilité de faire la découverte et le suivi photométrique avec le même instrument évitant ainsi les difcultés pour construire des courbes de lumière avec des observations provenant de différents télescopes (problèmes de référence, d’alignement et d’intercalibrage notamment).
Si le principe de détection reste inchangé, la méthode donne le moyen d’obtenir des images plus profondes, plus rapidement puisque les images de recherche d’une campagne (d’une lunaison) sont les images de référence de la campagne suivante.

Table des matières

I Les supernovæ, aspects fondamentaux, découverte et suivi 
1 Les supernovæ 
1.1 Classication issue des observations
1.1.1 De la naissance à la mort d’une étoile
1.1.2 Classication observationnelle des supernovæ
1.1.2.1 Remarque sur le prol des raies
1.1.2.2 La zoologie
1.2 Les supernovæ gravitationnelles
1.2.1 Généralités
1.2.2 Un peu de nucléosynthèse
1.2.3 Les événements particuliers
1.3 Les supernovæ thermonucléaires : SNIa
1.3.1 Introduction
1.3.2 Que sait-on des supernovæ de type Ia ?
1.3.2.1 Classication et considérations spectroscopiques
1.3.2.2 Considérations photométriques : les courbes de lumière
1.3.3 Où trouve t-on des supernovæ de type Ia ?
1.3.4 Les SNIa particulières
1.3.5 Modèles de SNIa : incertitudes sur les origines
1.4 Attraits cosmologiques des supernovæ
1.4.1 Le modèle standard en quelques mots
1.4.2 Distance de luminosité et magnitudes
1.4.2.1 Distance de luminosité
1.4.2.2 Les inévitables magnitudes
1.4.3 La standardisation des supernovæ de type Ia
1.4.4 Le diagramme de Hubble
1.4.5 Brève revue de cosmologie
2 Les campagnes 2001 à 2003 
2.1 Les campagnes de recherche du SCP avec ESI
2.1.1 Contexte scientique
2.1.2 Méthode classique de recherche des supernovæ
2.1.3 Les déroulements des campagnes et les résultats du SCP
2.1.4 Campagne 2001
2.1.5 Campagne 2002
2.2 Campagne d’étude détaillée des spectres
2.2.1 Contexte scientique
2.2.2 La recherche des candidats
2.2.3 Spectroscopie détaillée avec ESI
2.3 SuperNova Legacy Survey
2.3.1 Contexte scientique
2.3.2 Recherche des supernovæ avec la caméra MegaCam
2.3.2.1 Le télescope Canada-France-Hawaii
2.3.2.2 La caméra MegaCam
2.3.2.3 Méthode innovante : la recherche glissante
2.3.3 Statut de l’expérience après un an de fonctionnement
Références du chapitre
II Observation et réduction des spectres 
3 Principe de réduction des données spectrales 
3.1 Note sur les logiciels de réduction de données spectrales
3.2 Pré-traitement des images CCD
3.2.1 Niveau de base
3.2.2 Correction d’offset
3.2.3 Courant d’obscurité
3.2.4 Correction de courant plat haute-fréquence
3.3 Élimination des impacts de rayons cosmiques
3.4 Extraction des spectres
3.4.1 Détériorations des spectres
3.4.1.1 Mauvais alignement de la fente
3.4.1.2 Effet dû au seeing
3.4.1.3 Réfraction atmosphérique
3.4.1.4 Les courbures spéciques en mode échelle
3.4.2 Extraction optimisée des spectres
3.4.2.1 Principe de base
3.4.2.2 Cas des spectres très distordus
3.4.2.3 Et si l’objet est très faible ?
3.5 L’étalonnage en longueur d’onde
3.5.1 Etalonnage à une dimension
3.5.2 Etalonnage à deux dimensions
3.6 Le plus d’ESI : la recombinaison des spectres
3.7 Correction d’extinction atmosphérique
3.8 Etalonnage en ux
3.8.1 Marche à suivre
3.8.2 Etalonnage absolu ou relatif ?
3.9 Corrections complémentaires
3.9.1 Suppression des raies telluriques
3.9.2 L’absorption de notre galaxie
4 Reduction des données Keck/ESI et VLT/FORS1 
4.1 Introduction
4.2 Description du spectrographe ESI
4.2.1 Les télescopes Keck
4.2.2 Le spectrographe ESI
4.3 Les campagnes 2001 et 2002 avec Keck
4.3.1 Détections photométriques
4.3.2 Déroulement des observations spectrométriques
4.3.2.1 Campagne du printemps 2001
4.3.2.2 Campagne du printemps 2002
4.4 La spectroscopie du SNLS avec VLT-FORS1
4.4.1 Les télescopes VLT
4.4.2 Le spectrographe FORS1
4.4.3 Réglages du spectrographe pour réaliser les observations
4.4.4 Le temps d’exposition typique
4.4.5 Schéma observationnel
4.4.6 Les conditions d’observation
4.5 Résultats d’identication des spectres FORS1 pour le SNLS
III Analyse détaillée des spectres VLT 
5 Principe d’identication 
5.1 Les différents objets variables
5.2 Contraintes sur le décalage vers le rouge
5.2.1 Le principe
5.2.2 Comment faire cette mesure sans spectre de galaxie ?
5.3 L’identication des spectres de supernovæ de type Ia
5.3.1 Reconnaître une SNIa normale
5.3.2 Comment reconnaître une SNIa particulière ?
5.4 Identication automatisée : -t
5.4.1 Principe général
5.4.2 L’algorithme dans ses grandes lignes
5.4.3 Les particularités à gérer
5.4.4 Robustication des ajustements : résidus normalisés
5.4.5 La base de données de spectres
5.4.5.1 Les spectres de supernovæ
5.4.5.2 Les spectres de galaxie
5.4.5.3 Formatage des chiers FITS
5.4.6 Expression de la fraction de galaxie
5.5 L’interface graphique
5.6 Fonctionnement général du programme
5.6.1 Réglages des contraintes
5.6.2 Si vous n’avez pas de spectre d’erreur
5.6.3 Analyse des résultats
5.7 Conclusion
6 Quelques spectres caractéristiques de VLT-FORS1 
6.1 Stratégie d’analyse
6.2 Les quelques spectres en question
6.2.1 La seule SNIc identiée : sn2003hb/R4D4-7
6.2.2 Une supernova de type Ia sur-lumineuse : sn2003ha/R4D4-14
6.2.3 La SNIa la plus lointaine du SNLS : R6D4-9
6.2.4 Un cas typique : R7D4-7
6.2.5 Un exemple difcile : R9D1-03A
6.2.6 Un bel exemple à grand z : R11D2-21A
6.3 Les résultats d’identication de l’échantillon de spectres
6.4 Remarques générales sur les observations
6.5 Évaluation de quelques performances de -t
6.5.1 Ajustement du décalage vers le rouge
6.5.2 Ajustement de l’âge de la supernova
6.5.3 Quelques remarques sur l’ajustement de la fraction de galaxie
6.5.4 Conclusion partielle
6.6 Quelques conclusions intéressantes sur l’échantillon de spectres
6.6.1 Le taux de supernovæ de type Ia particulières à grand
6.6.2 Répartition par type morphologique des galaxies hôtes
6.7 Conclusion et perspectives
7 Mesure de vitesses et recherche d’évolution 
Introduction
7.1 Le prol P-Cygni
7.2 La mesure des vitesses
7.2.1 Le choix des candidats
7.2.2 Les résultats des mesures
7.3 Comparaison avec des spectres proches
7.4 Conclusion
Références du chapitre
IV Annexes 
A Les spectres ESI du SCP 
A.1 Généralités
A.2 La réduction des spectres
A.3 L’identication des spectres
B Les spectres ESI à haute résolution 
B.1 Généralités
B.2 La réduction des spectres
B.3 L’identication des spectres
B.3.1 sn2001kg – Shalimar
B.3.2 sn2001kh – Déjavu
B.3.3 sn2001kf – Lily
C Les commandes essentielles pour réduire avec Iraf et Midas 
D Resommation, lissage & Co. 
D.1 Resommation
D.2 Lissage
Résumé de la thèse 
Abstract 

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