Chaque mois, alors que la Lune passe de son dernier à son premier quartier, couvrant la période de ``temps noir'' prisée des astronomes, et si la météo est favorable, le CFHT pointe le ou les champs ``Deep'' visible(s) en cette période de l'année. Les images ainsi obtenues, et répétées tous les quatre jours, sont comparées à l'image de référence, somme des observations précédentes. On y voit apparaître de nouveaux objets, et l'on peut suivre l'évolution lumineuse d'objets déjà détectés. Parmi cette moisson, seule une classe particulière d'objets variables nous intéresse : les supernovæ de type Ia. Il nous faut donc reconnaître dès lors ces précieuses chandelles de leurs cousines, pour ne pas gâcher l'également précieux temps d'observation spectroscopique sur les grands télescopes. Observations qui permettront de confirmer ou d'infirmer l'hypothèse faite sur la nature de ces éphémères étincelles cosmiques.
Quels sont les autres types d'objets variables révélés par cette recherche roulante ? Commencons par les plus trivialement rejetés :
Ce sont des lignes plus ou moins pointillées, correspondant au passage d'un
satellite au cours des multiples expositions additionnées pour obtenir l'image
finale.
Cette morphologie les rends facilement reconnaissables à l'
il.
Ils apparaissent lorsque l'extension d'une source est différente sur l'image de référence et sur la nouvelle image. On tente de le compenser en dégradant la meilleure image, mais, pour les sources les plus brillantes, cela n'est pas toujours suffisant. En particulier lorsque des aigrettes de diffraction sont présentes. Le caractère systématique de ces résidus de soustraction mène à masquer purement et simplement les sources les plus brillantes, réduisant légèrement la surface effective de recherche ( condamnant des zones de toute façon peu propices à des mesures précises ), pour diminuer grandement le nombre de fausses alertes.
Si les cieux semblent figés au commun des mortels, les astronomes antiques avaient déjà repéré certaines étoiles dont l'éclat varie d'un mois à l'autre, ou d'une année à l'autre, telle Mira Ceti, dont le nom évoque sa nature merveilleuse. Cette variation périodique de l'éclat s'explique par une pulsation de l'étoile à un stade avancé de sa vie : l'augmentation de sa surface la rend plus lumineuse.
Bien plus récemment, les astronomes ont observé que le cur de certaines
galaxies, abritant un trou noir super-massif, se réveille parfois
soudainement alors qu'un flot de matière y est englouti.
Ces objets furent au début une source de contamination, lorsqu'il n'y avait
pas encore d'antécédants à la recherche. Ensuite, la récurrence du
phénomène permet de répertorier ces objets pour ne plus les confondre.
D'autre part, l'aspect morphologique permet également de se douter de leur
nature : les étoiles variables au sein de la Voie Lactée ont un précurseur
ponctuel (lorsqu'il est détectable) alors que l'on cherche des
supernovæ au sein de galaxies intrinsèquement étendues (même si les plus
petites et lointaines ne le paraissent pas trop), et les noyaux actifs
résident par définition au centre de leur galaxie (mais se manifestent
souvent suite à des collisions entre galaxies, qui aboutissent à une forme
peu symétrique). Cependant, rien n'empêche une supernovæ d'exploser au cur
d'une galaxie.
Les étoiles variables dans d'autres galaxies ne sont décelables que
si elles sont suffisamment proches, auquel cas la taille apparente de leur
galaxie nous informera que c'est un événement proche et donc
intrinsèquement plus faible qu'une supernovæ .
Viennent ensuite des phénomènes aux caractéristiques plus proches de celles des supernovæ de type Ia :
Ce terme issu de l'antiquité fait référence à des étoiles apparaissant temporairement sur la voûte céleste. La spectroscopie a permis d'interprêter ces phénomènes comme des pseudo SN-Ia, au sens où les acteurs sont les mêmes que ceux du scénario favori des SN-Ia : une naine blanche accompagnée d'une géante rouge accrète de l'hydrogène et de l'hélium de l'atmosphère de celle-ci. Cette matière est comprimée et chauffée à la surface de la naine blanche jusqu'à atteindre les conditions propres à l'allumage des réactions de fusion nuléaire. La couche de matière accrétée brûle alors rapidement, démultipliant l'éclat du système pendant quelques jours. Ce scénario peut se répéter (novæ récurrentes, telle RS Ophiuchi en 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 et 2006) jusqu'à l'épuisement de l'atmosphère de l'étoile compagnon, la disruption de la naine blanche ou son explosion en SN-Ia. Bien que beaucoup plus lumineuses que les étoiles variables, les novæ sont bien moins lumineuses que les supernovæ, ce qui permet de les déceler selon les mêmes arguments. De plus, ce sont des objets rares, peu susceptibles d'être observés dans la petite zone de ciel que l'on couvre.
J'ai détaillé dans la section 1.1.2 la nature des supernovæ gravitationnelles, chant du cygne des étoiles massives alors qu'elles s'effondrent inexorablement sous leur propre pesanteur. Les plus réussies rivalisent en luminosité avec les supernovæ thermonucléaires, ce qui en fait des imposteurs subtils. Que sait-on qui puisse nous aiguiller ? Que ce sont des étoiles massives, donc de vie courte, qui ne peuvent exister que dans les galaxies subissant un épisode de formation stellaire. Cela exclut les vieilles galaxies elliptiques, mais ne permet pas de conclure que toute supernovæ explosant dans une galaxie spirale est une supernovæ gravitationnelle. Simplement qu'il y a une chance que c'en soit une. Il faut donc soit courir cette chance, soit utiliser notre connaissance des deux classes de supernovæ pour affiner notre sentiment : s'il y a eu des observations dans différentes couleurs, et/ou à différentes époques, il est possible de soupçonner un type plutôt que l'autre.
Après avoir rejeté les fausses alertes, identifié les objets variables déjà connus et reconnu les candidats déjà détectés, il nous reste une liste de SN-Ia potentielles. Afin d'être plus sûr de leur nature, il faut attendre d'avoir des mesures dans différentes couleurs, et à différentes époques. On peut alors en effet interpréter leur évolution lumineuse et leur couleur comme étant celle d'une SN-Ia, grâce à un modèle, dont le paramètre libre sera le décalage vers le rouge. Si l'accord est bon, et qu'il donne un décalage vers le rouge dans notre fenêtre d'intérêt, ce candidat sera retenu pour confirmation spectroscopique. Cependant, ce scénario est dépendant de l'arrivée régulière de points de mesure, à défaut de quoi l'on sélectionnera les candidats sur des critères moins discriminants : distance estimée d'après la taille apparente de la galaxie, facilité de l'observation spectrocopique (luminosité et contraste SN/Galaxie), quantité de candidats sur la liste d'attente. Dans le cas contraire, on peut estimer la date du maximum de luminosité, et éffectuer la demande d'observation pour cette date, ou au plus tôt s'il est déjà passé.
La méthode de comparaison au modèle donne de très bons résultats, en particulier pour les candidats observés avant le maximum, car les supernovæ gravitationnelles sont alors plus bleues que les supernovæ thermonuléaires. Mais après le maximum, les SN-Ib/c ont des propriétés très similaires. Heureusement, les SN-Ib/c sont bien moins fréquentes. De plus, les supernovæ dont il manque le début de la courbe de lumière sont difficiles à calibrer, et l'on préfère épargner le temps d'observation spectroscopique au profit de supernovæ ayant une bonne couverture temporelle.
Le programme SNLS dispose de temps d'observation sur quatre télescopes de la classe des 8 mètres :
Ce sont quatre télescopes jumeaux de 8 mètres, groupés au sommet du Cerro Paranal (2635 m.), au nord du Chili, dans les contreforts de la cordillère des Andes, et dans l'une des régions les plus arides du monde : le désert de l'Atacama. Le premier Large Program requis par et alloué au programme SNLS portait sur 60 heures d'observations par semestre, de Septembre 2003 à Septembre 2005, sur le premier FOcal Reducer Spectrograph (FORS1, premier instrument dédié du VLT), bête de somme du VLT et du programme SNLS. Ce sont des observations de type `ToO' (Target of Oportunity), car on ne peut pas les organiser à l'avance, et sont prioritaires, car elles ne pourront pas être refaites plus tard.
Ce sont deux télescopes jumeaux de 8 mètres, mis en uvre par l'AURA
(The Association of Universities for Reseach for Astronomy), l'un dans
l'hémisphère nord, au sommet du volcan Mauna Kea d'Hawaï (4150 m.), l'autre
dans l'hémisphère sud, au Chili, au sommet du Cerro Pachòn (2715 m.),
voisin du Cerro Tololo et de son respectable télescope de 4 m. Blanco,
à la limite de la zone désertique, dans la région de La Serena.
60 heures par semestre ont également été allouées au programme SNLS sur
l'instrument GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph) de ces deux télescopes.
Ce sont les plus grands télescopes optiques du monde, avec des miroirs segmentés synthétisant une surface totale de 10 mètre. Ils furent construits au sommet du Mauna Kea grâce au généreux soutien financier de la Fondation W.M. Keck. 3 nuits d'observations pendant les premiers semestres ont été obtenues (lorsque le champ D3 est observé, qui ne peut pas l'être par le VLT ou par G-S car situé à une latitude céleste trop haute), ainsi que 4 nuits par semestre dans le cadre d'une étude détaillée des SN-Ia à des distances intermédiaires (programme complémentaire).
Chaque télescope possède ses spécificités techniques, et sa propre procédure d'observation. Sur le VLT et sur Gemini, les observations sont effectuées en mode ``service'', c'est à dire que l'on envoie une carte de pointage avec nos consignes et l'astronome d'astreinte réalise l'observation au moment le plus propice. Ceci permet d'optimiser chaque minute de chaque nuit en fonction des demandes faites.
Avant d'observer, quelques opérations sont necessaires : diriger le faisceau vers l'instrument voulu, pointer l'étoile de guidage, positionner la fente choisie à l'angle voulu, effectuer le petit décalage pour pointer l'objet, puis positionner le disperseur et le filtre choisi. On est alors prêt à exposer pendant environ une heure, en s'assurant que le seeing (la qualité d'image) ne se dégrade pas au delà de la largeur de la fente choisie. Ces opérations prennent environ 15 minutes pour le VLT, et 30 minutes pour Gemini. De plus, lors d'une série d'observations dans le même mode, le VLT n'a besoin que de repointer, alors que la procédure Gemini impose de recommencer tout l'en-tête d'observation (over-head).
D'autre part, Gemini peut observer en mode Nod and Shuffle (va-et-viens), technique récente où l'on déplace légèrement la position de l'objet dans la fente tout en transférant les charges sur une zone tampon du capteur CCD à intervalles réguliers (de l'ordre d'une minute). La soustraction des deux images ainsi acquises permet une soustraction parfaite du fond de ciel, invariant spatialement, meilleure que toute soustraction numérique. L'objet apparaît alors dédoublé en une image positive et une image négative. Le capteur CCD de Gemini est également plus sensible dans le rouge que celui de FORS1. C'est pourquoi l'on préfère observer les candidats les plus lointains, donc les plus faibles, les plus rouges et nécessitant les plus longues poses avec Gemini, et les candidats plus proches avec le VLT, en série.
Ceci est bien sûr conditioné aux disponibilités des télescopes, dont l'emploi du temps alterne entre les modes ``visiteur'' et ``service''. Parfois, la perspective d'une nuit sur Keck permet de lui réserver les objets les plus délicats.
Une autre considération est le temps de réponse entre l'envoi de la demande d'observation et sa réalisation. Le VLT observe généralement la nuit même de la demande, lorsque les conditions météo le permettent. En revanche, les demandes Gemini sont envoyées en ``Phase II'', entrent en concurrence avec d'autres demandes, sont éventuellement sélectionnées pour entrer en ``Phase I'' et être réalisées. Les candidats les plus urgents sont donc préférentiellement observés au VLT.
Pour des raisons pratiques, les membres européens du SNLS prennent en charge l'analyse des données du VLT, les membres anglais et canadiens celles de Gemini et les membres états-uniens celles de Keck
Ce travail ne décrit donc en détails que le volet VLT des données spectroscopiques du programme SNLS.
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Lorsque l'on dispose d'une liste de candidats et que le mode ``service'' du VLT débute, on fabrique les cartes de pointage (finding charts) des candidats. Ces cartes permettent à l'astronome de reconnaître l'étoile guide au sein du champ d'étoiles apparaissant sur son écran de contrôle lors de la pré-acquisition.
Le corps de l'e-mail livrant ces cartes fournit aussi les caractéristiques des candidats :
leurs coordonnées dans le ciel et leurs luminosités,
et précise la configuration voulue pour les observations :
l'angle polaire de la fente, le nombre et la durée des acquisitions, le choix du disperseur.
Les critères en terme de masse d'air
(inferieure à 1.4, soit une distance zénithale inférieure à 44
),
de distance et d'illumination du limbe Lunaire
(supérieure à 60
et inférieure à 60%)
et de qualité d'image (meilleure que 1'')
sont également détaillés, ainsi que les consignes de choix de la fente en fonction de
la qualité d'image (0.2'' de plus que le seeing) .
La carte de pointage recense deux étoiles proches du candidat (à moins d'une minute d'arc) et de magnitude proche de 17, destinées à servir d'étoile guide. (deux sont fournies au cas où la première ne puisse être utilisée). Leurs coordonnées et les écarts de coordonnées par rapport au candidat sont fournis (voir un exemple en figure 2.1). Cette étoile sert premièrement à étalonner la position de la fente pour s'affranchir de l'erreur de pointage : l'erreur sur un mouvement de l'ordre d'une minute d'arc est négligeable. Ensuite, elle sert au cours de la pose à astreindre la position du télescope, qui suivra ainsi précisement le mouvement de la voûte céleste. Accessoirement, son apparence fournit une mesure de la déformation du fin miroir primaire (17.5cm d'épaisseur pour 820cm de diamètre) au cours de sa course, ainsi corrigée chaque minute par les actuateurs placés sous le miroir. Ceci nous sera utile pour estimer la qualité de l'image de science finale (voir la section 3.2).
Cette étoile guide est donc de prime importance, et sa luminosité doit être suffisante pour permettre un bon suivi et une bonne correction, sans l'être trop pour ne pas saturer la caméra de guidage. Une magnitude comprise entre 17 et 18 est recommandée (soit 40.000 fois moins lumineuse que ce que l'oeil est capable de déceler, avec cependant une surface collectrice 600.000 fois moindre).
L'orientation de la fente est choisie, dans la mesure du possible, pour passer par le centre de la galaxie hôte, de manière à connaître son redshift précis et à pouvoir soustraire du spectre de la supernovæ sa fraction de lumière galactique.
On évite par contre toute étoile, dont on redoute une possible contamination. Ceci est pourtant peu probable si l'étoile est faible, et avoir simultanément le spectre d'un objet ponctuel serait d'une aide précieuse lors de l'extraction : on disposerait alors de la SSF (Slit Spread Function : fonction d'étalement de la fente) permettant une séparation optimale du spectre de la supernovæ de celui de la galaxie. Ce n'est pas la politique retenue, et il faudra donc ruser avec diverses estimations.
Les rayons cosmiques, particules énergétiques sillonnant l'espace, ainsi que leurs cousins
issus de la radioactivité naturelle des matériaux composant FORS1, impactent constamment
la surface du détecteur, sur laquelle ils ont le même effet qu'un grand nombre de photons
du domaine visible choisissant tous de tomber sur le même pixel au même moment.
Une image résultant d'une pose de 10 minutes est donc constellée de ces fauteurs
de trouble (
80/min sur toute la surface du détecteur).
Pour limiter cette pollution et pouvoir l'éliminer numériquement lors de la réduction, la solution est de fragmenter une pose estimée à une heure en quatre poses de 15 minutes par exemple.
pour la bande photométrique I),
peut être calculé d'après les caractéristiques du VLT.
Cet exercice a été fait avec l'Exposure Time Calculator de
l'ESO2.1,
et l'on utilise les correspondances indicatives suivantes, dans le cas du disperseur
300V (visible, basse résolution. voir la section 2.2) :
| M
|
22 | 22.5 | 23 | 23.5 | 24 |
T
(sec.) |
2x750'' | 3x750'' | 4x750'' | 5x750'' | 5x900'' |
| Total (min.) | 25' | 37.5' | 50' | 62.5' | 75' |
Cela assure des spectres de bonne qualité pour les supernovæ à distance intermédiaire
(M
22 pour z=0.3), de qualité honnête pour les supernovæ à distance
moyenne (M
23 pour z=0.6) et un minimum de signal pour les supernovæ aux plus grandes
distances (M
24 pour z=0.9), sans toutefois grever le budget temps disponible
en posant 3h30' au lieu de 1h15' sur les objets lointains afin d'obtenir un S/N de 5 au lieu de 3.