R. Ansari

15 Pages·2015·2.95 MB·French

BAORadio et Tianlai : la cosmologie et les BAO’s a` 21 cm
Rapportsoumisauconseilscientifiquedel’IN2P3
R.Ansari,J.E.Campagne,M.Moniez
LAL,Univ.Paris-Sud,CNRS/IN2P3
M.Bucher,K.Ganga
APC,Univ.Paris-Diderot,CNRS/IN2P3
C.Magneville,C.Ye`che
Irfu-SPP,CEA
P.Colom,J.M.Martin,S.Torchinsky
ObservatoiredeParis,CNRS/INSU
19octobre2015
Table des matie`res
1 Objectifsscientifiques 2
1.1 LesBAO’sa` 21cm . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.2 Contextenationaletinternational . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.3 SKAetLOFAR/NenuFAR . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
2 ProjetBAORadio 6
2.1 pre´sentationge´ne´rale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
2.2 Lachaˆınee´lectroniqueBAORadio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
2.3 Testsetobservationsa` Pittsburgh . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
2.4 ProgrammeHICluster . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
3 BAORadio:projetsencours 9
3.1 PAON-4 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
3.2 NEBuLA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
3.3 Tianlai . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
Pre´ambule
Cedocumentde´critlese´tudesetre´alisationsaccompliesdanslecadreduprojetBAORadio
depuis2007parleLAL,encollaborationavecl’Irfu-SPP(CEA)etl’ObservatoiredeParis.La
premie`resectionde´critl’objectifscientifiqueduprojet,ainsiquelecontexteinternational.La
secondesectiondonneunaperc¸uchronologiquedesactivite´sBAORadioetlatroisie`mesec-
tionpre´sentedemanie`replusde´taille´elesprojetsencours:Exploitationdel’interfe´rome`tre
PAON-4,lede´veloppementdelacarteNEBuLAetlaparticipationauprojetTianlai.Cedo-
cumentreprendengrandepartiedese´le´mentspre´sente´sdanslerapportpre´sente´auConseil
Scientifique du LAL (16 septembre 2015) et la proposition soumise au PNCG (Programme
NationalCosmologieetGalaxies)enseptembre2015.
1
1 Objectifs scientifiques
1.1 LesBAO’sa` 21cm
Les questions concernant la nature et les proprie´te´s de l’e´nergie noire se trouvent au
coeur de la cosmologie et de la physique aujourd’hui. L’e´nergie noire (EN) est une com-
posante myste´rieuse responsable de l’acce´le´ration de l’expansion de l’Univers [1, 2]. Les
preuves de cette acce´le´ration se sont en effet accumule´es au cours de la dernie`re de´cennie
graˆce aux observations des supernovæ de type Ia, des anisotropies du fond diffus cosmo-
logique (CMB) et de l’e´tude de la structure a` grande e´chelle de l’univers (LSS). Plusieurs
sondes cosmologiques permettent de contraindre les proprie´te´s de l’e´nergie noire ou son
e´quationd’e´tat:l’e´tudedessupernovae,desamasdegalaxies,ducisaillementgravitation-
nel et de la structure a` grande e´chelle de l’univers a` travers les oscillations acoustiques ba-
ryoniques (BAO). Les oscillations acoustiques du plasma photons-baryons ante´rieures au
de´couplage sont a` l’origine des modulations du spectre de puissance de la distribution de
matie`re, appele´es BAO. Ces oscillations acoustiques ont clairement e´te´ mises en e´vidence
dans les anisotropies du fond diffus. L’empreinte laisse´e par ces oscillations dans la distri-
bution de matie`re a e´te´ e´galement observe´e dans les releve´s optiques des galaxies (SDSS,
2dFGRS...).
La mesure de l’e´chelle de longueur des oscillations a` diffe´rents redshifts constitue une
sonde cosmologique de type re`gle standard et peut eˆtre utilise´e pour contraindre l’e´quation
d’e´tat de l’e´nergie noire. La distribution de matie`re dans l’univers peut bien suˆr eˆtre ob-
serve´eenoptique,enutilisantlesgalaxiescommetraceur.L’observationradiodel’e´mission
a` 21cmdel’hydroge`neneutreestuneme´thodecomple´mentairepourde´terminerladistribu-
tiondematie`re.Ne´anmoins,comptetenudesfaiblesintensite´ d’e´missionradio,compare´es
aux e´missions optique, la de´tection de l’e´mission individuelle des galaxies a` 21 cm n’est
envisageable que pour des objets proches avec les instruments actuels; SKA1 [18, 19] per-
mettraderepoussercettelimiteetpermettral’observationdesgalaxiesrichesengazjusqu’a`
z (cid:38) 1. La me´thode de la cartographie 3D de l’e´mission totale a` 21 cm (Intensity Mapping)
est une me´thode originale qui permet de contourner cette difficulte´. Elle a e´te´ propose´e
entre autres par U-L Pen et J. B. Peterson [12]. La me´thode d’observation envisage´e ici re-
posesurlacartographiedel’e´missiontotalea` 21cmenfonctiondude´calageverslerouge,
sansrechercherl’observationdessourcesindividuelles(galaxies)[11,9].Ceciconstitueune
des diffe´rences majeures avec les e´tudes mene´es pre´ce´demment pour SKA [17] ce qui se
traduita` traversdesspe´cificationsinstrumentalesmoinscontraignantes.Cetteme´thodeest
de´sormaisenvisage´eaussiavecSKA.
Un instrument interfe´rome´trique multi-lobes a` grand champ de vue et a` large bande
((cid:38) 200 300MHz), et ayant une surface effective de 10000m2, permettrait la cartogra-
− ∼
phie de l’hydroge`ne atomique neutre jusqu’a` z 2.5 3 avec une re´solution angulaire
∼ −
de l’ordre de la dizaine de minutes d’arc. Il serait optimise´ pour la mesure des oscillations
baryoniques. une caracte´risation fine du spectre en fre´quence des avant-plans Galactique
(synchrotron...), le champ magne´tique Galactique ou encore l’e´volution de la fraction de
gaz H avec le redshift sont quelques-uns des sujets qui pourront eˆtre aborde´s avec ce type
I
1. https://www.skatelescope.org/
2
16
A&A540,A129(2012)
2.5
wa2 BAO 21cm
1.5
SDSS-III (LRG)
1
0.5
0
FaFc-ii0lgi.t.5y12+.—PlaEn↵cekc.t⌦ofKvaisriaolurseapdryiowrselol-ncown0st�raiwnaedcobnysttrhaeinctosm, fboir-
nationofCMBandHIdata,sotheflatnesspriorhasonlyasmall
-1
e↵ect. AdditionalH0 informationhasalargere↵ectinbreaking
the-1d.e5generacy.
Ener-g2yTaskForceas(Albrechtetal.2009)
-2.5
Fig.17. Thetwo“Hubblediagrams”forBAOexperiments.Thefour -1.4 -1.3FO-M1.2=1-1.1det-(1F�1-|0w.09,wa)-0,.8 -0.7w(02-03.)6
tfazhanolednlidnt(ahrgiseghchfeuotdrusvfrceoarsrilseg(i)1in.v,gTe0,chtuhere1sv)oaeltnsihdggeuildvlianoeretttssheieadzrerfeeoodfrofs(rh0thi(.f2Ωet7Mia,nc,0toΩe,urΛvs1at,i)lwc,o)ahfn=otdrh(ietz0ho.ae2nc7do,(aul0ses.hft7it-c3ds,ohc−taot1lerei)d)-, FwcfolBFphoIrliAaGsginFcOe.eh1Udip8s(rh.Ribwosejy01Eer,σpcwttmrs1aho):a,aepSnt–Dmdor6rSia8xtC2rS%giσ-oiFIonnIaIc.cnal(ooilLztnneRrfittd�oGadoqeu)ointnvprcheretoreoejfealrsecltelvthce(stbliehpuleucr(erooowndtch0tolaoet,eultrwesrdsopaafl)pirinnateaemh)r,rteerh2taoee1arrmscrp,meeaaelf`rlopaitrrmperonsetjeweet-ecsort decaSlntluFad’dgei´igfienn.xgIeI1ed,t3rhF.�g—eactiPoielTilitaotynsnp,cfiakoPdnaiudpnrcrDeieiaolE:lr.ovTFaFboWlurtSeeeec.taahnTsgatehuveecIeoVDanssEssstuTuraramFvvienefiyedtgsscuflaorranedetsn9weoe50fss,sm3a(r5ne⌦8rediKtlawenfoa=dvr,7te´0ih1n)s2e-, a`
for(0.27,0.73, 0.9−),Theerrorbarsontheso−lidcurvecorrespondto 2w1TithhceHmIfoi.nrteAemnsoigtysatmutaapcspkhineign(:bulnaUcdknesrosrltideanlliednevin).e´gtdh’eunnateurdeuofrde´aerkde 3reasnpesct,ivaelvy.eBcotutonmrPe´anseel:aFuoredcaesntcsoenstdraeint4s0o0nwp0aarnadb⌦oDEles
thefour-month−run(packedarray)ofTable7. deneer5gymise`totrdeestedrmeindeiwahmete`hterreth[e7e]q.uAatiodnroofitsetat:eudnif-e comforpthaersaamiseosentupd.e contraintes sur l’e´nergie noire
fersfromthatofacosmologicalconstant,w= 1. Cur-
Table6.Noisespectralpower. orebnttecnonusetrsaiantvseocndwe0sarnedlewvae´asreHrIela:tisvtealygew�2eack;otrhreespomndeasa`urdese,si.ei.nnsstraundm�e8,natrselsepsse´ac↵ieacltiesde´bsyethneceqouuartisonde
coamfubnicntaiotnioonforefdPshlaifntcfkorwfoituhrcSoNsmLSolosguipcaelrnmoovdaelds.atTahedoerersor ofstateparameters, andsotheirmarginaluncertainties
construction,etFacilitycorresponda` unreleve´ surungrandinstrument,detypeTianlai-full
z 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 gbivaersvoanlutheseltihnaestfaorre(ΩslMig,hΩtΛly)=in(t0e.2n7s,io0n.73w)icthorraesppuonredctoosth-e increasebyonlyamodestamount.
PnoisemK2(Mpc3/h) 8.5 35 75 120 170 [m2eox3lpo]egcitceadlercroonrsstoanntthe(pPelaakncpkosiCtioonllsabtaokreantfioronm2T0a1b3leb)7,fobrutthe As we have seen, even the addition of intensity map-
thfoeurs-imgnoinfithcarnucneswfaidthesthwehpeanckeodthaerrrayd.aWtaesesteseathraetuwsiethdthine-se pingorotherintermediate-redshiftLSSdatatotheCMB
stuenacder.taFinigti.es1,3theshdoawtaswtohueldimbeparbolveetdocmoenassturraeinwtasttbheattterctahnan constraints is insu�cient to break all of the parameter
– Noisewithtransferfunction:weconsidertheinterferometer btehee1x0p%eclteevdel.on w , w , and ⌦ for the combination degeneraciesoncew andw areallowedtovary. Inor-
responseandradioforegroundsubtractionrepresentedasthe dofeourTreolreeesfvteirme´e,anteceentheexe0spxeenprsilimtaoiveiinttyatsntowtpitlaDheraEsmPcleataenrrcstkde,esassc3sriuDbminidgntg’hienfladttae-rnksite´de(rotuo pdreectiseemlypdee´tre0armtuinreet)ahdes’ee´pmariasmsieotenrs., it is there-
measuredP(k)transferfunctionT(k)(Sect.4.3),aswellas neenses.rLgDyeeessqpruieattelieotnvheoe´fassdta`datie2t,i1ownceomffoIllMpowedutahtveae,pntrohtceeepdnuarrepamerxiepntleacrinsiperdee-incoufvorreirneucnesesalrayrtgoeadbdamnodreedeantar.eDdissthanifctesm,jeuassuqreum’ae`nzts
theinstrumentnoisePnoise. m(Bailnakset&ronGglalyzecbororroekla2t0e0d3,).sWoeevceannsinutbrostdauncteiathledeeqvuiaattiioonnsof fromTypeIasupernovaearetheobviouscandidate,since∼
eTkBlaeAbcOlte#rod7neicscurenmaosmiesaearsibzeaecsfauuthnsceetirtoehnseuovlfto.rlTeudmhseehieofrtfrfotorhrsesbiuomntihuvleaortnisoeknpBsArwoOb⊥itehdaonuidst P3ftbrhsie,onateamcelrttehxeesecawoslqd,fiueld=uadlfiaeenirsd�kuiutlib1beeronsysnuwte,aoIrrigMnflclyctde,inoT+aws(oln(ztz)Prff)raenlea`=anelcrndectweceidv0oksHusne,+´(azssnrwo)oi,falo(fya·Etonhzsqb/ruet.e(tc(1wi5cppn+0e0is)cotz)�skr)ftbe,uieywdbnlnyadsutree`pepitepq.leallcuanNtcpeieieonvomncgeaurΩines-rΛnctounttanhatlstreeohyaiuieoonsux↵edcfe&urerle;lBolaerlost’nnhe´sdothqegou1ow9nran9ea´t9lsii)noo.conFlunAigsdtt.ilr’ooa1e´ci1ntan,althstemndioesnaedsstu⌦lre´’roDcee´nEmangllee�yanrgtcg⌦oeoiMrefrveHnl(eaE0ortfessiids-rlee.
lscfaohorringftstehtrgre.uivOficetrnissoctcnesolomwicfpeetahsareipanbipnllretyeedrrtesfhehseurioflettmslae.ercFotteirunron,andtlihlcy0es,.5banefoatsenitsrdaeac,1pce.p0ualrcyfahoicnrysgaliintscheioedbifentunaltilrinecredead--l r(ssgs(iRteΩoeynitnluΛcsSleoltgDru→pfe`adoeemc)isxΩy,nst[Λigelebd2enewli]xeruTs.e0iposricP#fanyt3inpsstao"hdnrte0neo.zwrc’rm1⇤1aeoeD1)+Casnel+taDwttmrv(tzrMpeaz&aae&lagr)un,tgidsevhitlzsneaa&n$nadtlilec´ew’incegoˆeootlnTrnraitasgterhtrbeoerilsagcebaeioonbu4nnntlastsfseiolidiforotbeeonrarltilentltdhhlgo’aeefuehuftdxeu(hrbxe5tlee-l1rr)aeufciftteiwacHotiobnsin0ntoshsdduttdatrrettahuuaeiednimttstdihosisaeegPtorrnoknlnatpraneabasnclrloikea,tocrmh+cgno.yaessFtFremdaaidrecgcnio.alctsianltie1´toyn2rys.g,issWslisuh’eqo´boeeuwssapatdpselaasdnotariaht`tccieialoeo2alnnel1y↵sdatieldeecicmiemtsmnrpfotorprfhreoa`meea´vddreeapsda↵thtaiietonhcuringetftrtiesr
timeofobservation.Wecanoptimizethesurveybyusingadif- dexwephseerroeimbΩes0netisrsvtfhraeotpmiroeSsneencstt-.edas2yt.5dr.aerknedneurgeytfrrae`cstiodniwffiithcirelespepcattrolapofre´aslleownicnegddeepsarstiugrnesafuroxmds’paavtiaanl tfl-aptnlaesns;s,assywnecwhilrlo-
f3e-ryeenatrosbusrverevyawtioencatinmseplfiotrineaficvheoslbicseerivnatrieodnspheifrti.oFdsinwaliltyh,dfuorraa- tsrtgthaoIiveftneeconrsnigietneiraciΛTaotllauaabdkscleleeytns,i7sqi,wttywhu0.eeeUacnpsaeidonntsgwcssiotabhomeisulphirtueroytlcueatelotidhvfseebarFeearivrsldoehafreritsryoofimrn,neagtektrrBwieeA`xqOhsuf⊥eoainrantnfiidotdveenekrniBcvoAos-fOse-#s[7sin]et.eeLninseitstyhgemrnaaeppxphtinesgescdtdaiotena,lmathefiaesgucuoremre⌦biKn1arwtieoeplnl,roem´fsoCestnMlytBeinnadtnedl-es
tionsthatarethreemonths,threemonths,sixmonths,oneyear cinmogonclotorgniasctiarnlaptianertassmaoenttetroe:tn(hΩderu,cΩeoss,mhs,ouwlorg,wilcea)s.lTpphaaernar,mathmeetece`rostm.rbeTisnaabdtlieoenl’e´npeenrdgeinetnofodiraerka`enpeargryt,irsodmearrgeilneavlies´isngraovdeirocua`rv2a1tucrem,
a(Tnadbolene7,y4etahrrfoowr)r.edshift0.5,1.0,1.5,2.0,and2.5,respectively e4stoPtasflahtmtenohcwiooksnsnBmtAttihhsrOeseeioneFvn↵iatseanhcqlielltorluawomefs⇤amutlCrsmeiaDxstroMgwrbciineotmhamlelotiphsvdu0ientee´eFlgstiaphsorhaevaereeradrrmrmoiteoahrsttereoiprxensqo.oduubaTatrratkhiirnoeeaennpdieeaorfg-fnoyrteˆthreaFsciago.rme1l4aptsieh´voteiwlytsifmtshineaovcroeenc↵trelicbetusotniroentlheteovwte´h0se�odwapratkieqellniupeesregs.ydfiag-ns
rametersderivedfromthevariousdistancemeasuresare ureofmeritfromeachredshiftbin. ForourreferenceIM
lepasrapmreotecrsh.WaienuesesdathnenPle´aencsk.Fishermatrix,computedforthe
stronglya↵ected–their1Dmarginaluncertaintyistyp- experiments,itisclearthattheredshiftrangez.1.2is
5.2.Expectedsensitivityonw0andwa icEaullcylidinpcrroepaosseadl(bLyauareroijusn2d00a9)n,foorrdtehreo8fpmaraagmneitteursd:eΩcmo,mΩ-b, most critical; little improvement in FOM is seen above
pha,rewd0,twoat,hσe8,unnsm(asprgecintraallisineddecxaosfetshheopwrnimionrdTiaalbpleow3.erTshpiesc- this redshift. The same cannot be said for the galaxy
The observationsgive the HI power spectrum in angle-angle- 1cat.rn2umb)eaCnudnodτne(rotsptetoixcoadtlediennptthaerttomiotshneolfaastlth-seectadtteiegnresntueerrfraancceiea),staisshosuonmwianngl survey, however, which sees a roughly equal increase in
redshiftspaceratherthaninrealspace.Theinverseofthepeak inaflFaitgu.n1iv3e;rsaed.ding new parameters always increases the FOM with each additional redshift bin across its whole
positions in the observed power spectrum therefore gives the
angularandredshiftintervalscorrespondingtothesonichori- overaFClolrHuannIcMoerptEtaimineiztsyet,dbupurnotjebicnetcsoatvuresuream⌦reDedEnsh(tiafCtnrdaanhng)ea,ad0re.i2e5hnig<2hzlqy<uiuztirlaisnege.leOsnmeweˆamyeosfucnodnercsetapntdsinqgutheiscbeeuhxavpioruorpisotsoe´s
co2.r7r5e,lawteitdhwaittohtawl obasnedrvwatio,nthteimyearoefptharreteicyuelaarrsl,ytshteropnagcklyed compare Fig. 14 with the plots for D (z), H(z), and
zon. The peaks in the angular spectrum are proportional to 0 a A
dT(z)/as andthoseintheredshiftspectrumtodH(z)/as,where pa44↵a08er0%c-tdJeo.idsnPh.wienP.tteeaTrrrfhaesemroofimengtueertereesrtoatBfrhrmAaayteOrhidtaoRs(FaanOpodMrtei)cod,is,ethipoeeennninodvfpe1ora2snr%etodiofcinstuthwael0niaecarenredaunfe�n8s(ze)minbFleig.de6.gArbaonvdeszr⇠e´fl1.e2,ctteheuransgcuylalrindidamrieqtueres
a 105h 1Mpcistheacoustichorizoncomovingsizeatre- a
cosm∼bination−,d (z)=(1+z)d isthecomovingangulardistance in2th.eh9t5tp%:/co/ncfihdiemncee.plehvaesl.cuobncto.cuars, is 38. Finally, Fig. 18
T A showsacomparisonofdifferentBAOprojects,withasetofpri-
andd =c/H(z)theHubbledistance(seeEq.(6)):
H orson(Ω ,Ω ,h)correspondingtotheexpectedprecisionon
m b
c c/H z theseparametersinearly2010s.Theconfidencecontourlevelin
dH= H(z) = ΩΛ+Ωm0(1+z)3 dT="0 dH(z)dz. (50) oththeeprlpanaream(we0t,ewrsa.)TwheisreBoAbOtaipnreodjebctybmasaerdgionnalHiziningteonvseirtyalmlathpe- 3
I
The quantities!dT, dH, and as all dependon the cosmological pingisclearlycompetitivewiththecurrentgenerationofoptical
parameters.Figure17givestheangularandredshiftintervalsas surveyssuchasSDSS-III(Eisensteinetal.2011).
A129,page16of17
qui est en cours de construction a` l’observatoire radio de Penticton au canada. La version
comple`tedeCHIMEcomportera5cylindresde100me`tresdelong,et20mdelargechacun.
Chaque cylindre sera e´quipe´ de 256 re´cepteurs, couvrant la bande de fre´quences 400-800
MHz.Laconstructiond’uneversionpathfinder,forme´ededeuxcylindres37mdelonget20
m,ete´quipe´schacunde64re´cepteursestbienavance´e[3].
Deux autres projets de cartographie d’intensite´ H (HIRAX et BINGO) sont en cours
I
d’e´laboration, bien que moins avance´s que CHIME et Tianlai. Le concept instrumental de
BINGO[4]estbase´ surl’utilisationd’unre´flecteuruniquede25-30me`tresdediame`treetun
ensembledecornetsauplanfocal.
Desobservationsonte´galemente´te´ effectue´esaveclete´lescopeParkesenAustralieetle
GBT(GreenBankTelescope)auxE´tats-Unis.Ellesontpermisenparticulierl’observationde
lacorre´lationentrestructuresa` 21cmetreleve´soptiques[5].
HIRAX
Le projet HIRAX3, qui sera situe´ sur le site de SKA en Afrique du Sud et pourrait a`
termecomprendre1000paraboles,vientd’obtenirunfinancementpourunepremie`rephase
de la NRF4. Les premie`res observations sont pre´vues pour la fin 2017 et devront se pour-
suivre jusqu’en 2020. HIRAX peut-eˆtre conside´re´e comme une version he´misphe`re sud du
projetCHIMEsitue´ auCanada.Ilyaeneffetunrecouvrementimportantentrelesmembres
de l’e´quipe CHIME et ceux de l’e´quipe HIRAX dont Jon Sievers (professeur a` l’Universite´
KwaZulu-Natal a` Durban, Afrique du Sud) est le PI. Cependant il y a des diffe´rences im-
portantes : (1) HIRAX utilisera des paraboles de 5-6m de diame`tre au lieu des re´flecteurs
cylindriques de CHIME; (2) HIRAX sera construit sur le site de SKA dans le de´sert Karou
enAfriquedeSud,l’undesmeilleurssitesmondiauxderadioastronomie;(3)Ilexisteplus
de releve´s a` d’autres fre´quences depuis l’he´misphe`re sud, ce qui permettra de nombreuses
e´tudesencorre´lationcroise´e.Commelesautresprojets,HIRAXvisee´galementd’autresob-
jectifsscientifiquescommelarecherchedenouveauxpulsars.
DeschercheursdulaboratoireAPC(M.BucheretK.Ganga)onte´te´ associe´sa` lapropo-
sitionHIRAX.Leprojete´tantde´sormaisfinance´,desdiscussionsserontmene´espourde´finir
leurroˆledemanie`repluspre´ciseetexplorerlapossibilite´ d’e´tendrel’implicationfranc¸aise.
La contribution envisage´e actuellement portera sur l’analyse des donne´es, en particulier la
suppression des avant-plans, principalement du rayonnement synchrotron diffus, en met-
tanta` profitl’expe´rienceacquisedansPlanck.
Tianlai
L’e´quipe Franc¸aise engage´e dans BAORadio est pour sa part associe´e au projet TIAN-
LAI,mene´parleNAOC(NationalAstronomicalObservatories,ChineseAcademyofSciences),
encollaborationavecunpetitgroupedescientifiquesinternationaux,comprenantdesscien-
tifiquesame´ricains(Univ.CarnegieMellon(Pittsburgh),Univ.ofWisconsin(Madison),Fer-
milab (Illinois)), canadiens (CITA, Torronto) et franc¸ais (LAL, IRFU-CEA, Obs. de Paris).
Une re´union de collaboration a eu lien en juin 2014 a` la suite du Workshop Intensity Map-
pingorganise´ a` l’Obs.deParis5.Unedescriptionplusde´taille´edeTianlaisetrouvedansla
3. http://www.acru.ukzn.ac.za/cosmosafari/wp-content/uploads/2014/08/Sievers.pdf
4. NRF(NationalResearchFoundation):principaleagencedefinancementdelarecherchescientifiqueen
AfriqueduSud
5. http://21cmparisim.obspm.fr
4
section3.
PAON4estuninterfe´rome`tredetestquipermettrad’e´tudiercertainsaspectstechniques
etdetraitementdesdonne´esdure´seaud’antennesparaboliquesdeTianlai.Ilservirae´galement
d’instrument de qualification pour NEBuLA. La me´thode de cartographie 3D d’intensite´
d’e´mission HI est de´sormais envisage´e aussi pour SKA, en particulier pour l’exploitation
scientifiquedesobservationsaveclesApertureArray(AA)—.Uneve´ritablesynergieaeffec-
tivemente´merge´ entrelesactivite´sBAORadioetcellesdeR&DpourSKAetsapre´paration
scientifique,commeente´moignentlestravauxcommunsquiserontentreprisavecPAONet
EMBRACE6 [15].
1.3 SKAetLOFAR/NenuFAR
LOFAR7estuninstrumentradioeurope´enprincipalementde´die´ a` larecherchedusignal
de re´ionisation et comprenant deux ensembles de re´cepteurs, LBA (Low Band Antenna)
couvrantlabandedefre´quence10-80MHzetHBA(HighBandAntenna)couvrantlabande
120-240MHz.LecœurdeLOFARsetrouveauxPays-Bas,avecplusieursstations(ensemble
d’antennes) re´parties en europe : Allemagne, Royaume-Uni, Sue`de et a` Nanc¸ay, en France.
LastationLOFARdeNanc¸aycomprenddeuxjeuxde96antennes(HBA,LBA).
Le projet NenuFar (New Extension in Nanc¸ay Upgrading loFAR)8 correspond a` une
extension significative de la station LOFAR de Nanc¸ay avec, a` terme, la re´alisation d’un
re´seaude96mini-re´seauxde19antenneschacun.NenuFARpourrafonctionnercommeins-
trument autonome, inde´pendant de LOFAR et a e´te´ labellise´ pathfinder SKA. La recherche
d’exo-plane`tes, e´toiles binaires ou e´ruptives, de pulsars et de sources radio tournantes va-
riables (RRAT’s Rotating RAdio Transients), l’e´tude de la matie`re interstellaire Galactique,
de la formation des galaxies et de la re´ionisation, ou encore des atmosphe`res plane´taires et
de la physique du syste`me solaire sont parmi les principaux sujets de physique de Nenu-
FAR.
SKA9 est un projet international de tre`s grand radiote´lescope, couvrant une tre`s large
gamme de fre´quences et capable de re´pondre aux besoins d’une communaute´ importante.
Sa description de´passe largement le cadre de ce document. Nous rappelons simplement
ici les principales caracte´ristiques du projet. Les principaux objectifs scientifiques de SKA
peuventeˆtrere´partisseloncinqgrandesthe´matiques:[18]
1. Les aˆges sombres de l’Univers et la re´ionisation : il s’agit d’observer la formation
des premie`res e´toiles a` z 10 qui ont mis fin a` la pe´riode de l’histoire de l’Univers
∼
de´butant a` la recombinaison z 1100, et qui ont re´ionise´ presque totalement le gaz,
∼
enmajorite´ del’hydroge`neatomique,dansl’univers.
2. Lestestsdelagravite´ enchampfort:cessujetspeuventeˆtreaborde´saveclarecherche
etl’e´tudedespulsarsetl’observationdesdisquesd’accre´tionautourdestrousnoirs.
6. http://www.obs-nancay.fr/-EMBRACE-.html?lang=fr
7. http://www.lofar.org/
8. http://nenufar.obs-nancay.fr/
9. https://www.skatelescope.org
5
3. L’e´volution des galaxies, la cosmologie et l’e´nergie noire : SKA aura a` terme une sen-
sibilite´ suffisante pour de´tecter les galaxies a` travers leurs e´missions a` 21 cm a` des
distancescosmologiques,audela` dez 1.Lesmesuresa` 21cmapporterontdesinfor-
∼
mations pre´cieuses pour comprendre l’e´volution des galaxies. La plupart des sondes
cosmologiques utilise´es en optique peuvent aussi eˆtre utilise´es avec les observations
radio.
4. L’origineetl’e´volutiondeschampsmagne´tiquescosmiques
5. L’originedelavie
SKAdevraiteˆtrecompose´ deplusieursinstrumentsetconstruitsurdeuxsites,l’unsitue´
enAustralieetl’autreenAfriqueduSud,etendeuxphases.Pourlapremie`rephase,lesite
Australienhe´bergeraSKA1-low,alorsqueSKA-midseraconstruitenAfriqueduSud.
1. SKA1-low couvre la bande de fre´quence 50-350 MHz et sera principalement de´die´ a`
l’observationdusignaldere´ionisation.Ilseraconstitue´d’ungrandnombred’antennes
log-pe´riodiques ( 250000), re´parties dans un cœur dense (diame`tre 1 km) et des
∼ ∼
stationspluspetites,situe´esjusqu’a` desdistancesde45kmducœur
2. SKA1-mid couvre la bande de fre´quence de 350-3000 MHz et sera constitue´ d’un en-
sembled’unecentainedere´flecteurs(diame`tre13-15m).Danslaphase1,ilyaura64
antennes de 13.5 m en Afrique du Sud Les re´flecteurs et les optiques pourront fonc-
tionnerjusqu’a` 20GHz.SKA-midseraadapte´ a` l’observationdelaraiea` 21cmjusqu’a`
z (cid:46) 3,eta` d’autresraies,commecelled’OH.
3. Un autre instrument, SKA1-survey e´tait initialement pre´vu pour la phase 1. Il a e´te´
e´carte´ ou retarde´ suite a` un travail de rede´finition (rebaselining) pour re´duire le bud-
get de construction pour la premie`re phase en dessous de 650 ME. SKA-survey e´tait
constitue´ d’n ensemble de re´flecteurs, e´quipe´s avec des re´cepteurs multi-e´le´ments au
foyer(PAF,PhasedArrayFeeds).
4. SKA-AA : La technologie Aperture Array de type EMBRACE n’est pas pre´vue pour la
phaseIdeSKA.Ellepourraeˆtreintroduitepourlaphase2.
L’objectif de la phase 1 est la construction d’un instrument avec 10% de la surface
∼
collectrice finale, 100000m2 environ avec les instruments SKA1-low, SKA1-mid. Le de´but
delaconstructionestpre´vuepour2018,avecunemiseenservicevers2023-2024.Lebudget
pre´vudeSKA-phase1estde650millionsd’euros.
Les performances des releve´s H de SKA sont discute´es par exemple dans la re´fe´rence
I
[20].Unecomparaisondesperformancesentermesdecontraintessurlesparame`trescosmo-
logiquesetdel’e´nergienoirepardiffe´rentsreleve´s21cmencoursouenprojetestpre´sente´e
danslare´fe´rence[23].
2 Projet BAORadio
2.1 pre´sentationge´ne´rale
Commeindique´ ci-dessus,leprojetBAORadio(BAO’sa` 21cm)ade´marre´ fin2006,sous
l’impulsion de quelques physiciens du LAL (IN2P3) et de l’Irfu-SPP. La collaboration s’est
6
e´largie tre`s rapidement a` l’observatoire de Paris mi-2007. L’effort a porte´ dans un premier
tempssurlede´veloppemente´lectroniquepourunre´seauinterfe´rome´triquea` 21cm.Lesac-
tivite´sonte´te´ e´largiesetincluentunprogrammeobservationnel,lede´veloppementd’unin-
terfe´rome`tredetest(PAON)etdesme´thodesdereconstructionetd’analyse.Leparagraphe
pre´sente un re´sume´ chronologique des activite´s et des projets de´veloppe´s dans le cadre de
BAORadio10 .
2007 de´butdude´veloppementdusyste`meBAORadio
2008 premierstestsdelachaˆınee´lectroniqueBAORadioenlaboratoireeta` Nanc¸ay
2009 premie`resobservationsenmodeinterfe´rome´triqueaveclesre´flecteurscylindriques
a` Pittsburgh.Recherchedesitesd’accueilpourl’instrumentauMaroc
2010 observationsenmodeinterfe´rome´triqueavec32voiesdenume´risationetcalculau
voldesvisibilite´saveclecorre´lateurlogiciela` Pittsburgh.
2011 Premie`resobservationsavecFAN[14]
Observations avec le NRT et l’e´lectronique BAORadio pour le programme HICluster
(Amas@Nanc¸ay)
Premierscontactsavecl’e´quipeduNAOC(Chine)
Observations de longue dure´e avec le syste`me BAORadio et le NRT pour le pro-
grammeHICluster
2012 StructurationduprojetPAON(interfe´rome`tredetesta` basedepetitesparabolesa`
Nanc¸ay)
MiseenplacedelacollaborationTianlai
2013 De´ploiementetobservationsavecPAON-2.
Premie`reanalysecomple`tedesobservationsduprogrammeHICluster(Amas@Nanc¸ay).
Conceptionetre´alisationdesantennesdePAON-4
2014 De´ploiementdesantennesPAON-4deD=5mdediame`trea` Nanc¸ay.
Finalisationdel’analyseHICluster
De´veloppement des codes de reconstruction de cartes 3D, Etude des configurations
d’antennepourPAON-4(travaildethe`seJ.Zhang,encours)
2015 ObservationsavecPAON-4
Etudedesconfigurationsdere´seaupourTianlai
Publicationdel’analyseHICluster
Analysedesdonne´esPAON-4etmiseaupointdesme´thodesdecalibrationengainet
enphase(the`sedeQ.Huang,encours)
2.2 Lachaˆınee´lectroniqueBAORadio
La chaˆıne BAORadio utilise des circuits caˆble´s a` base de FPGA afin d’obtenir une puis-
sance de traitement importante, avec un couˆt et une consommation mode´re´s [10, 8]. La
conceptiondecesyste`mes’approchedecelledelabanquedecomposantsCASPERde´veloppe´e
a`BerkeleyauxEtats-Unis11,oudel’initiativedeRadioNetenEurope,aveclede´veloppement
10. http://bao.lal.in2p3.fr http://groups.lal.in2p3.fr/bao21cm/
11. http://casper.berkley.edu/
7
de la carte UNIBOARD12. La gamme de fre´quence 0.5-1.5 GHz est de´coupe´e en plusieurs
bandesde 250MHzdelarge,etlesignalanalogiqueprovenantdesre´cepteursestnume´rise´
a` 500MHz,apre`sunee´taped’amplificationetdefiltrage,etunde´calagedefre´quence.
Le syste`me, de´veloppe´ par le LAL et l’Irfu, comprend des modules analogique de fil-
trage et de de´calage en fre´quence, des cartes de traitement nume´rique et un syste`me d’ac-
quisition et de traitement de donne´es. Le cœur du syste`me est constitue´ par la carte de
nume´risation (carte ADC), capable de nume´riser les signaux analogiques sur 4 voies en
entre´e a` une fre´quence d’e´chantillonnage de 500 MHz, puis d’effectuer au vol le filtrage
nume´rique des signaux pour les se´parer en composantes quasi-monochromatiques (FFT).
Lesdonne´esbrutes(formed’onde)ouapre`sfiltrage(FFT)sonttransmisespardesliensop-
tiques haut de´bit (5 Gbits/s) vers les ordinateurs d’acquisition, ou vers un syste`me de´die´
de corre´lateur et de reconstruction de lobe. Le syste`me comprend e´galement un module
de re´ception des donne´es a` la norme PCI-Express, capable de soutenir des de´bits de plu-
sieurscentainesdeme´ga-octets/s,quipermetletransfertdesdonne´esverslame´moiredes
ordinateursd’acquisition.Unsous-syste`mededistributiond’horlogeetdesignauxdesyn-
chronisation avait e´te´ de´veloppe´ e´galement dans l’optique d’e´quiper un grand re´seau in-
terfe´rome´trique.Lesmodulese´lectroniquessontcomple´te´sparunensembledeprogrammes
flexibles a` haute performance (paralle`le, multi-core, multi-machines) permettant l’acquisi-
tion,lecalculdescorre´lations(visibilite´s)etletraitementhorslignedesobservations.
Ce syste`me a e´te´ teste´ au foyer du radiote´lescope de´cime´trique (NRT), et en mode in-
terfe´rome´triquesurlescylindresa` Pittsburghetsurleprototypedere´seauphase´ FAN[14].
Ile´quipeactuellementPAON-4.
Une e´volution de cette chaˆıne est envisage´e a` pre´sent a` travers le de´veloppement de la
carteNEBuLA(Nume´riseura`bandelargepourlaradio-Astronomie)souslaco-responsabilite´
deC.VioudeNanc¸ayetD.CharletduSERDI/LAL.Ceprojetestde´critdanslasection3.
2.3 Testsetobservationsa` Pittsburgh
Unecampagned’observationenmodeinterfe´rome´triqueavec16voiesdenume´risation
ae´te´ mene´ea` Pittsburghennovembre2009,aupre`sduprototypedere´flecteurscylindriques
(CRT),construitparJ.PetersonetK.Banduraa`l’Universite´Carnegie-Mellon[13].Lade´composition
en composantes de Fourier (FFT) e´tait effectue´e par les FPGA, sur les cartes ADC, les coef-
ficients de Fourier stocke´s sur disque et les visibilite´s ont e´te´ ensuite calcule´s en diffe´re´.
L’analyse des donne´es de visibilite´s de´but 2010 a permis la mise au point d’une proce´dure
d’inter-calibration des voies et la synthe`se de lobe a` deux dimensions. En de´cembre 2010,
une nouvelle campagne d’observations a` Pittsburgh a e´te´ effectue´e avec 32 canaux, avec
nume´risationetFFTeffectue´esparlescartesADCcouple´esa`uncorre´lateurlogicielconstitue´
de 8 PCs interconnecte´s. Tout a parfaitement fonctionne´ du point de vue de l’e´lectronique
BAORadioetdeslogicielsdecalculauvoldesvisibilite´s(corre´lateursoftware),maislesob-
servationsonte´te´marque´espardenombreusesinterventionssurlacaˆblerieetl’e´lectronique
deproximite´ desdipoˆles.Cesproble`mesetlade´gradationdure´flecteurcylindriquesuitea`
une rupture due a` une tempeˆte de neige en 2010 nous ont empeˆche´s d’atteindre le gain de
12. http://www.radionet-eu.org/uniboard AdvancedRadioAstronomyinEurope(RadioNet)
8
sensibilite´ escompte´ parrapporta` lapre´ce´dentecampagnedemesuresennovembre2009.
2.4 ProgrammeHICluster
Nousavonsmene´a`Nanc¸ayunprogrammed’observationenvuedelarecherched’e´mission
HI dans des amas proches (z < 0.12) Abell 85, Abell 1225 et Abell 2440. Deux polarisa-
tions orthogonales du re´cepteur cryoge´nique du radio-te´lescope de´cime´trique de Nanc¸ay
(NRT) ont e´te´ analyse´es a` la fois par le syste`me de lecture standard (ACRT) et par la chaˆıne
d’e´lectroniqueBAORadio.Lesobservationsderoutineonte´te´ effectue´esdemarsa` octobre
2011 et nous avons accumule´ plus de 140 TeraBytes de donne´es, correspondant a` environ
65hd’observationsbrutes(modeRAW).Lesdonne´essontarchive´esauCentredeCalculde
l’IN2P3a` Lyon.
Nousavonspumontrerquelesyste`meBAORadiopermettaitd’atteindredessensibilite´s
tre`s proches de la sensibilite´ nominale du NRT, pour des temps d’inte´gration de quelques
heures,etbienmeilleurequecelleducorre´lateurstandardACRTsurunelargebande,graˆce
a` l’e´chantillonnage temporel fin de BAORadio. Nous avons constate´ une ame´lioration de
plusd’unfacteur50parrapporta` lachaˆıned’acquisitionetdetraitementstandardduNRT,
et de plus d’un facteur 5 par rapport a` une analyse spe´cifique et optimise´e des donne´es
de ACRT. Cette analyse nous a par ailleurs permis de mesurer le signal H des galaxies des
I
amasA85etA1205[6]
3 BAORadio : projets en cours
3.1 PAON-4
PAON-4estunpetitinterfe´rome`tredetesta` largebande(bandeL,1250-1500MHz)com-
prenant4antennesde5me`tresdediame`tre,de´ploye´ a` l’observatoiredeNanc¸ay.PAON-4a
unesurfacecollectriced’environ75m2 et8re´cepteurs(2polarisationsorthogonalesparan-
tenne). 36 visibilite´s (8 autocorre´lations et 28 corre´lations croise´es, avec un e´chantillonnage
temporel de 1 seconde sont calcule´es par le syste`me e´lectronique/informatique BAORa-
∼
dio. La photo de la figure 2 ci-dessous les re´flecteurs e´quipe´s avec les re´cepteurs (feeds).
Cet instrument permet une e´tude comple´mentaire au pathfinder TIANLAI-16D (16 para-
boles)danslecadredelamiseaupointd’uninterfe´rome`tregrandchamputilisantungrand
nombre(quelquescentaines)depetitesparabolespourunreleve´ cosmologiquea` 21cm.
Apre`s une phase d’e´tude d’un petit interfe´rome`tre constitue´ par 2 paraboles de D=3m
a` Nanc¸ay (phase PAON-2 de 2012), 4 antennes de D=5 m ont e´te´ conc¸ues et re´alise´s par
le GEPI (Obs. de Paris) en 2013 pour la phase PAON-4. La premie`re parabole a e´te´ teste´e
a` Meudon en Septembre 2013 afin de valider la conception et la re´alisation par les entre-
prises d’un marche´ public soumis par le LAL a` cette occasion. Le de´ploiement me´canique
de l’interfe´rome`tre s’est termine´ en Juillet 2014; il a ne´cessite´ 7 missions sur le terrain (3-5
jours chacune), la mobilisation de 11 personnes, correspondant a` environ 500h de travail.
Le montage des 4 cornets au point focal et le de´ploiement des 8 voies e´lectroniques a eu
lieupendantl’automne2014etl’hiver2015.Laphasedecaracte´risationdel’interfe´rome`tre
a commence´ en mars 2015 et se poursuit encore actuellement. PAON-4 a e´te´ e´quipe´ dans
9
FIGURE2–PAON4:interfe´rome`tredetestcomprenant4re´flecteursde5me`tresdediame`tre
un premier temps avec les composants actuels de la chaˆıne BAORadio. Dans une seconde
phase(fin2016/2017),quandlede´veloppementdelacarteNEBuLA(NumEriseura` Bande
Large pour l’Astronomie) sera termine´, elle remplacera l’ancien syste`me : la nume´risation
seferaainsisurdescartesautonomesaupluspre`sdesantennesetpermettradetransporter
les signaux par fibre optique jusqu’au corre´lateur central. Ceci permettra de supprimer les
modulationsdelare´ponseenfre´quencequenousobservonsaveclesyste`meactuelens’af-
franchissantdesre´flexionsdanslescaˆblesentrelesdiverse´tagesd’amplificationetlescartes
de nume´risation. La cadence (taux d’acquisition, fraction de temps utile sur ciel) pourra
aussi eˆtre augmente´e en renforc¸ant et en ame´liorant le corre´lateur central. Depuis la mise
en service de l’instrument, les phases d’observations et les analyses associe´es ont pour but
une caracte´risation fine de l’instrument : lobe de chaque antenne, sensibilite´ et niveau de
bruit...Noustentonse´galementd’augmenterlacadencedesobservationsenautomatisant
lestraitements,afindemenerdescampagnesd’observationdelonguedure´e.Lafinalite´ en
esteffetdepouvoirreconstruiredescartes3D(2angles+fre´quence)pardestransitsduciel
surdelonguesdure´es.
3.2 NEBuLA
NEBuLAestunde´veloppementconjointduLAL(Univ.Paris-Sud,CNRS/IN2P3)etde
l’unite´ deradioastronomiedeNanc¸ay(ObservatoiredeParis-CNRS/INSU).Unepremie`re
version de la carte devrait eˆtre disponible pour les tests mi-2016. Il s’agit d’une carte de
nume´risation avec une fre´quence d’e´chantillonnage de 1 GHz, avec deux entre´es pour si-
gnaux RF, (re)programmable et configurable a` distance qui a pour vocation ge´ne´rale de
nume´riserlabandeRFd’uneantenne(ex.aupiedd’uneparabole,aufoyerd’unradiote´lescope)
10