Les archives de Planck

Le contrat entre les Principaux investigators des deux instruments HFI et LFI et l’Agence spatiale européenne est à présent rempli : les deux consortia ont livré l’ensemble des données traitées. Via l’interface http://pla.esac.esa.int/pla/ chacun peut récupérer cartes, catalogues et outils cosmologiques et les utiliser pour son sujet d’astrophysique ou de cosmologie préféré.

Légende : Accueil de la page Planck Legacy Archive

Crédits : ESA

Le satellite a observé la totalité du ciel plusieurs fois à neuf fréquences différentes, autour du domaine submillimétrique. Aux sept plus basses fréquences, les détecteurs pouvaient également mesurer la polarisation du signal.

L’observation de tout le ciel impose l’usage d’un satellite, et de toute façon une partie de ces fréquences est absorbée par l’atmosphère. Aucun satellite dans ce domaine n’est actuellement sur les rails (même si divers projets sont plus ou moins en bonne voie ou avancés). Il est donc légitime de parler d’héritage de Planck car ces données resteront uniques pour, au moins, la décennie à venir – voire plus. Sur de petites zones du ciel, les expériences au sol ou en ballon utilisant non plus quelques dizaines mais quelques milliers de détecteurs pourront cependant produire des cartes localement plus sensibles que celles de Planck. Mais ce ne sera pas à neuf mais une, deux ou rarement trois fréquences seulement.

Les cartes par fréquence

Cartes par fréquence

Légende : Dans chacune de ces images, les fluctuations de la température de l’émission totale sont tracées sur la partie gauche et les fluctuations de l’émission polarisée sont présentées sur la partie droite. Pour des raisons de visibilité, les données en polarisation sont lissées.

Ce sont l’angle et le degré de polarisation, en complément de l’intensité, qui permettent de mieux contraindre la physique de l’univers primordial ou de notre Galaxie.

Le degré de polarisation correspond à la fraction de signal qui est polarisé. Cette fraction est d’environ 10 % pour le rayonnement fossile (polarisation scalaire), ce qui explique que la mesure de la polarisation soit plus délicate que celle de l’intensité avec des fluctuations d’une amplitude typique de 1 microK au lieu de 10 microK. En ce qui concerne la poussière galactique, cette fraction varie typiquement de 5 à 15 % alors qu’elle peut atteindre 75 % dans le cas des sources radio (heureusement compactes). En polarisation, les avant-plans prennent le dessus sur le rayonnement fossile…

Les cartes par composante

Le coeur de la mission Planck était l’observation du rayonnement fossile, déjà présenté en détails ici. Mais les détecteurs ont aussi mesuré les émissions d’avant-plans entre le satellite et cet horizon cosmique. Ces émissions ont été soigneusement identifiées, cartographiées et caractérisées.

Cartes par composante

Légende : Ces études ont conduit à la production de plusieurs cartes représentant les diverses émissions diffuses galactiques, ainsi qu’une série de catalogues conséquents dédiés aux sources ponctuelles ou compactes. Ces sources individuelles sont très variées en nature – des coeurs proto-stellaires aux amas de galaxies, et en distance – de notre voisinage galactique à l’Univers jeune et donc lointain.

De gauche à droite, de haut en bas :

Cœurs froids galactiques
Lignes du champ magnétique galactique tracé par rayonnement synchrotron à 30 GHz
Emission polarisée de la poussière
Amas de galaxies détectés par effet Sunyaev-Zeldovich
Lignes du champ magnétique galactique tracé par l'émission de la poussière à 353 GHz
Emission polarisée par effet synchrotron
Sources compactes
Potentiel par effet de lentille gravitationnelle - un traceur des structures de matière noire
Raie d'émission du gaz de monoxyde de carbone

Crédits : ESA – collaboration Planck

Carte composite

Légende : Cette carte multicolore est une image composite des divers émissions de notre Voie Lactée : émission thermique de la poussière, raie d’émission du monoxyde de carbone, émission diffuse produite par effet synchrotron et émission de type free-free.

Crédits : ESA – collaboration Planck

Les paramètres de Stokes

La valeur de l’intensité est simple : juste un nombre, exprimé en température dans notre cas car on convertit l’intensité du signal en température équivalente.
La polarisation requiert deux valeurs. L'actualité sur ce sujet contenait les cartes en intensité I mais aussi les cartes des paramètres de Stokes, Q et U.
A quoi correspondent Q et U ? Toute l'étude de la polarisation consiste à mesurer la différence entre l'intensité de la lumière projetée sur une direction (disons x) et sur une direction orthogonale (y).
Ces deux paramètres Q et U permettent alors de déterminer l'angle comme illustré ci-dessous. Le degré de polarisation P est simplement la fraction du signal total qui est polarisée soit P² = (Q^²+U^²) / I^².

Paramètres de Stokes

Légende : Il faut deux bases orthogonales comme celle-ci, orientées à 45 degrés l'une de l'autre. La différence des intensités Ix et Iy dans la première base donne Q, la différence des intensités Ix_₄₅etIy_₄₅ dans la seconde donne U. L’angle est donné par la direction du grand axe de l’ellipse.

Crédits : Nicolas Ponthieu

Comme à chaque fois qu'il est question d'angle et d'unités en physique et de conventions en astronomie, une bonne partie des joies de l'étude de la polarisation consiste à (re)vérifier constamment l'étalonnage et les orientations des résultats !

La cosmologie

Les résultats cosmologiques de Planck, pour les « simples » utilisateurs, se résument en quelques nombres, les paramètres cosmologiques. Mais déjà là, il y a plusieurs résultats, selon la méthode et le jeu de données considérés.
Ensuite il y a les étapes intermédiaires : les spectres de puissance angulaire, les résultats sur l’effet de lentille gravitationnelle ou l’effet Sunyaev-Zeldovich notamment.
Il y a aussi les outils pour utiliser les résultats de Planck afin de pouvoir les combiner proprement avec d’autres résultats. Une page sur le maximum de vraisemblance est d’ailleurs en préparation car c’est là que se construisent vraiment les résultats cosmologiques de la mission.

Les données en temps, les informations sur la mission et les instruments

Si quelqu’un veut refaire une analyse de données par exemple il aura besoin de connaitre l’état des instruments et du satellite afin de prendre en compte correctement ces paramètres, et bien-sur d’avoir chaque mesure de chaque détecteur ainsi que la direction de pointage (et l’angle s’il s’agit d’un radiomètre ou d’un PSB). C’est possible ! Afin de faciliter une ré-analyse, un certain nombre d’informations sont également fournies : des flags encodent de multiples informations (pollution de la mesure par un cosmique, période de transition de pointage, passage sur le plan Galactique ou sur une source ponctuelle intense…).

La description détaillée du lobe des détecteurs est également livrée. Tout est prévu pour pouvoir refabriquer des cartes par exemple, même si cela demande une motivation certaine…

Les données brutes en revanche sont archivées mais non publiques. Les rendre utilisables « par tous » serait vraiment trop compliqué et vraisemblablement inutile : les Planckiens et Planckiennes ont tout de même essayé de bien travailler !