SVOM

Le satellite et la stratégie Sol/Espace

L’avènement du spatial dans les années 60 a indubitablement ouvert une nouvelle ère dans l’exploration de l’Univers. L’accès à l’espace permettait dorénavant d’accéder à des rayonnements impossibles à mesurer depuis le sol et de bénéficier de conditions d’observation particulières, par exemple en s’affranchissant de la turbulence atmosphérique.
Néanmoins, la complémentarité sol-espace est rapidement apparue comme une nécessité par le besoin d’une approche multi-longueurs d’onde des objets célestes visés. Aujourd’hui, tout projet spatial doit intégrer dans sa préparation une composante sol et dans son suivi un soutien des observatoires terrestres. La mise en œuvre d’observations couplant sol et espace est néanmoins soumise à plusieurs types de contraintes imposés par le mode de fonctionnement d’un satellite et la nature des opérations au sol.
SVOM est un satellite en orbite basse, placé à une altitude de 650 km. A cette altitude, le satellite effectue le tour de la Terre en un peu plus de 95 minutes soit 15 révolutions par jour. L’orbite est inclinée de 30° par rapport au plan équatorial terrestre. En conséquence, la trajectoire du satellite oscille entre les latitudes -30 et +30 degrés. Le choix des paramètres de l’orbite résulte d’un compromis entre le site de lancement, la puissance du lanceur (et son coût) et le système de stabilisation du satellite. La vidéo ci-dessous représente la trace au sol du satellite (en vert) sur plusieurs révolutions; on distingue aussi la zone jour et la zone nuit, crédit: CNES.

La première contrainte liée à l’orbite basse est d’assurer un contact permanent avec le satellite. Une solution consiste à déployer un réseau d’antennes sous sa trace. Le choix de l’inclinaison impose alors le nombre de stations. Dans le cas de SVOM et son inclinaison de 30 degrés, il est nécessaire de répartir judicieusement 47 antennes situées entre les latitudes -30° et +30°.
La seconde contrainte est imposée par la nécessité de maintenir le satellite et ses instruments dans des plages de températures adéquates. Une solution consiste à définir une face froide du satellite de façon à évacuer via des radiateurs les calories produites par les électroniques. Cette face froide doit être maintenue à plus de 90 degrés du Soleil. En conséquence, la moitié du ciel n’est pas observable à un moment donné.
La troisième contrainte liée à l’objectif scientifique de la mission SVOM est d’observer des zones du ciel accessibles à tout moment par un télescope au sol quand il fait nuit pour lui. Ceci implique que l’axe optique des instruments à bord du satellite pointe dans la direction opposée au Soleil. Cette stratégie a un prix car la Terre viendra occulter une fois par orbite le champ de vue des instruments, jusqu’à 50% de la période de révolution c’est-à-dire 45 minutes.
La quatrième contrainte est déterminée par l’accès indispensable aux grands télescopes au sol (VLT, Hawaii, La Palma). Pour bénéficier d’observations optimales, le ciel visé par les instruments à bord du satellite doit être proche du zénith de ces grands télescopes.

D’autres contraintes sont imposées par le contenu de notre galaxie, la Voie lactée. En effet, la galaxie abrite de très nombreuses sources transitoires en X et gamma à même de mimer un sursaut et d’induire en erreur la chaine de détection. De plus, si un sursaut est détecté à travers la Galaxie, son suivi au sol sera fortement affecté par l’absorption interstellaire. Enfin, la source Scorpius X-1 situé hors du plan galactique est extrêmement brillante dans le domaine étudié par SVOM. Afin de ne pas perturber les mesures, elle doit être évitée.
L’ensemble de ces contraintes fortement couplées entre elles a amené à définir la face froide du satellite, l’agencement des instruments à bord et la stratégie de pointage. Cette dernière est communément appelée « loi d’attitude ».

La Synergie Sol/Espace

L’étude des objets astronomiques demande nombre de ressources, notamment d’un point de vue matériel. Il faut pouvoir acquérir les données les plus précises qui soient, tout en lançant un satellite ayant la souplesse d’exécution nécessaire à l’observation de phénomènes transitoires. Le maître mot est optimisation. Pour répondre au mieux aux objectifs de la mission, la synergie entre les instruments embarqués et ceux présents sur Terre est capitale.

SVOM met ainsi en œuvre une séduisante combinaison d’instruments.

Étape 1 : Détecter et localiser
La détection a lieu dans l’espace car les rayons gamma sont arrêtés par l’atmosphère de la Terre. Cette tâche est dévolue au télescope ECLAIRs, dont le taux de détection est estimé à environ 80 par an , avec environ 20% d’événements très éloignés possédant un décalage vers le rouge supérieur à 6.
Une estimation de la position dans le ciel de l’événement est ensuite transmise en quelques dizaines de secondes à la communauté scientifique, transitant par le réseau d’alerte VHF, dont les antennes relais jalonnent la zone intertropicale.

Étape 2 : Observer l’émission prompte
Pendant le temps de localisation, le moniteur gamma GRM, sera capable de fournir une estimation du pic d’énergie (Epic ou Epeak en anglais) du sursaut. Le pic d’énergie est défini comme étant l’énergie à laquelle le sursaut rayonne le maximum d’énergie. Plusieurs études semblent indiquer une corrélation entre Epic et la luminosité absolue du sursaut. Sur Terre, les GWAC, télescopes grand angle, vont donner une observation de l’émission prompte dans le domaine visible.

Étape 3 : Augmenter la précision de la localisation pour activer le suivi
Après une manœuvre automatique de glissement du satellite en moins de 5 minutes, le MXT et le VT, complétés par les deux GFT au sol, vont assurer un suivi multi longueurs d’onde systématique pendant plusieurs heures. (Le VT va en particulier permettre la détection de près de 75% des sursauts gamma dans le domaine visible, et pour la première fois, d’explorer le domaine des sursauts sombres, sursauts pour lesquels la contrepartie optique n’est pas décelée.) Ainsi débute la recherche de la rémanence.

Étape 4 : Redistribuer l’alerte
Tous ces instruments s’inscrivent dans une cascade d’opérations permettant d’affiner la localisation de quelques minutes d’arc à quelques secondes d’arc. Les alertes seront ensuite redistribuées à la communauté scientifique en temps réel grâce au réseau d’alerte GCN ou ceux disponibles au moment du lancement.

Etape 5 : Déterminer la distance
En cas de bonne estimation de la position, les grands télescopes généralistes terrestres à plus petit champ de vision (tel que le VLT de l’ESO au Chili) permettront la réalisation d’un spectre. Il sera alors possible de mesurer le décalage vers le rouge afin d’estimer la distance de la source lumineuse.

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Auteur : CEA / Irfu

Qu’est ce qu’un sursaut gamma ?

Manifestation d’une explosion gigantesque, ces flashs de lumière sont considérés comme les éléments les plus brillants et les plus riches en énergie depuis le Big Bang.

Un sursaut gamma s’accompagne d’un dégagement de matière sous forme de deux cônes opposés. https://www.eso.org/public/france/images/eso0917a/

Un sursaut gamma s’accompagne d’un dégagement de matière sous forme de deux cônes opposés. Crédit : ESO

Ce sont des événements rares à l’échelle d’une galaxie et pourtant il serait possible d’en observer en moyenne une dizaine par jour.
La puissance qui s’en dégage est considérable, équivalente à plus d’un milliard de milliards de soleils. Cette particularité les rend donc décelables à des distances très grandes, au-delà même de notre galaxie. Toutefois leur détection s’avère difficile. De véritables prouesses techniques sont nécessaires pour observer les sursauts gamma, aléatoires et imprévisibles.

Une bouffée de photons gamma

Ces explosions sont appelées “sursaut gamma” en référence aux particules de très haute énergie libérées initialement : les photons gamma. Tout comme la lumière visible, les rayons X ou encore les ondes radio, il s’agit d’une onde électromagnétique.

Les rayons gamma (?) sont les ondes de plus petites longueurs d’onde (?) du spectre élecromagnétique. Le spectre de la lumière visible, à titre indicatif, est représenté par les couleurs selon la longueur d’onde croissante.

Les rayons gamma sont les ondes de plus petites longueurs d’onde du spectre électromagnétique. Le spectre de la lumière visible, à titre indicatif, est représenté par les couleurs.

L’énergie d’un photon est mesurée en électron-volt (eV), un photon de lumière visible dégage environ 2eV. Celle d’un photon gamma peut atteindre plusieurs milliards d’électrons-volts !

Naissance d’un sursaut Gamma

L’explosion à l’origine du sursaut remplit des conditions spécifiques. Aujourd’hui, deux scénarios sont évoqués pour expliquer la puissance et la variation rapide des sursauts gamma : la coalescence ou fusion de deux objets compacts (étoile à neutron ou trou noir) et l’effondrement d’une étoile très massive.
La majorité des sursauts gamma recensés aujourd’hui indique qu’ils apparaissent à la mort d’une étoile très massive. En effet, dans le scénario de l’effondrement d’une étoile en fin de vie, celle-ci doit être très massive pour fournir l’énergie nécessaire à l’éjection de matière à très grande vitesse. C’est cette matière, lorsqu’elle se propage dans le milieu environnant, qui va permettre la transformation de cette énergie en radiations gamma.
Au moment de l’explosion, on distingue plusieurs étapes expliquant l’apparition du sursaut, selon le modèle dit de la “boule de feu” :

Illustration du modèle de la boule de feu. Crédit : NASA

Illustration du modèle de la boule de feu. Crédit : NASA

  1. Le progéniteur produit des jets de matière essentiellement constituée de paquets d’électrons, éjectés par à-coups dans une direction particulière. Ces paquets sont expulsés à des vitesses différentes mais toutes de très grande ampleur, proches de celle de la lumière. Ces jets sont dans ce cas appelés jets ultra-relativistes.
  2. Des chocs très violents ont lieu lorsque ces paquets d’électrons rentrent en contact : c’est le modèle des chocs internes. Les couches de matière expulsées à des vitesses différentes finissent par rentrer en collision, les couches les plus rapides rattrapant les plus lentes. Ces fronts de chocs vont engendrer de manière brusque des rayons gamma. C’est ce qu’on appelle l’émission prompte.
  3. Il y a également des chocs externes où ces mêmes couches de matière interagissent ultérieurement avec le milieu environnant du progéniteur. Ceci donne lieu à des rayonnements moins intenses, moins énergétiques et s’étalant dans le temps. On y retrouve des rayons X, de la lumière visible et des ondes radio. C’est l’émission rémanente.

Les conditions d’apparition

La durée du sursaut indique deux types d’origine possibles :

  • Lorsque la durée est de moins de 2 secondes, le sursaut est appelé sursaut court. Ce flash serait issu de la coalescence de deux objets massifs et compacts : des étoiles à neutrons, ou une étoile à neutron et un trou noir.
    Ces deux astres, en orbite, finissent par “tomber” l’un sur l’autre à mesure qu’ils perdent de l’énergie par émission d’ondes gravitationnelles. De cette rencontre ultime va naître un nouveau trou noir.
  • Dans le cas des sursauts longs, ceux dont la durée est supérieure à 2 secondes, il s’agit de la fin de vie d’une hypernova, un type de supernova particulier. Une hypernova est une étoile dont la masse est supérieure à 20 fois celle du soleil et qui subit un effondrement gravitationnel. Un trou noir se crée brusquement entraînant des ondes de chocs qui font exploser le reste de l’étoile et percent l’enveloppe stellaire : les couches externes sont violemment expulsées. C’est le modèle de la boule de feu.

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Dans les deux cas, le résidu formé (probablement un trou noir) grossit en avalant en quelques secondes la matière dans son entourage immédiat, s’accompagnant de la formation d’un disque d’accrétion épais qui tourne rapidement. Une partie de la matière, attirée par la force d’attraction du trou noir, est expulsée sous la forme de deux jets opposés dans l’axe de rotation du disque selon un mécanisme physique encore loin d’être compris.
Cette éjection à très forte vitesse engendre les chocs précédemment décrits et fait apparaître le sursaut gamma, résultat des chocs internes. Pour percevoir sa lumière il faut donc que l’observateur se trouve situé dans l’alignement de l’axe d’émission.

L’émission rémanente

L’émission rémanente d’un sursaut gamma est la phase qui suit l’émission prompte. Elle résulte selon le modèle de la boule de feu de chocs qui lors de leur expansion vont balayer le milieu environnant du progéniteur, générant des émissions à toutes les longueurs d’onde. Son étude permet ainsi de connaître la nature de l’environnement du progéniteur. L’émission rémanente est moins éphémère que l’émission prompte. Elle décroit progressivement sur une échelle de temps non de la seconde cette fois mais de l’heure, du jour ou du mois. Ceci permet de mener des programmes d’observation avec des télescopes au sol ou dans l’espace , à condition de disposer d’une position suffisamment précise du sursaut, notamment dans le domaine des rayons X et en lumière visible. Les informations fournies par l’émission rémanente sont capitales pour une meilleure compréhension du phénomène explosif et des conditions régnant dans l’environnement des étoiles responsables des sursauts gamma.

A gauche, Cliché obtenue le 3 avril 2003 de l’émission rémanente optique du sursaut apparu le 29 mars 2003. A droite, un mois plus tard, l’émission est toujours visible mais plus faible car elle décroit progressivement. Source : ESO.

A gauche, Cliché obtenu le 3 avril 2003 de l’émission rémanente en visible du sursaut apparu le 29 mars 2003. A droite, un mois plus tard, l’émission est toujours visible mais plus faible car elle décroit progressivement. Crédit : ESO

Nomenclature

GRB pour Gamma Ray Burst, sursaut gamma en anglais, suivi de la date de détection, aammjj.

Exemple : GRB 970508 correspond à un sursaut gamma détecté le 8 mai 1997.

Vidéo de la chaîne Youtube « Le Sense Of Wonder « 

Pour découvrir, autrement, le sujet qui nous passionne :

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Auteur : CEA / Irfu

Le ciel transitoire

Les objets variables et transitoires jouent depuis longtemps un rôle majeur dans l’astronomie comme l’attestent notamment les observations des astronomes chinois reportées il y a 4000 ans (Lire à ce sujet le sujet « Regard sur le passé : Ciel immuable et ciel transitoire »). Comètes, novae, étoiles variables, supernovae, sursauts gamma ou fusions d’objets compacts à l’origine de l’émission d’ondes gravitationnelles sont parmi les objets de ce ciel variable et transitoire, bien loin de la représentation classique d’un ciel immuable, statique.
L’essor et l’intérêt porté à l’observation du ciel transitoire sont intimement liés aux développements et progrès technologiques des outils de détection : capteurs plus sensibles donc des temps de pose plus courts, accès à des domaines de longueurs d’onde nouveaux, puissance accrue des moyens de stockage et de traitement de l’information, avènement de caméras grand champs montées sur des télescopes de plus en plus grands ou bien encore efficacité et interaction avec les alertes données par les outils du domaine émergeant des messagers non électromagnétiques.

Les objets du ciel variable et du ciel transitoire

La différence entre objet variable et objet transitoire peut se définir en partie sur le caractère largement imprédictible du phénomène et du point de vue observationnel sur la limite de détection de l’instrument, un objet variable restant à tout moment détectable tandis qu’une source transitoire tombe sous le seuil de détection. Dans les deux cas les échelles temporelles de variation peuvent être diverses. Un autre aspect marquant la différence entre les deux catégories relève de l’impact de la variabilité sur la nature même de l’objet. Une source peut être variable non par un changement intrinsèque de sa composition mais par un effet externe comme le transit d’une planète devant une étoile qui modifie pour l’observateur la luminosité de l’astre visé. Dans le cas d’une source transitoire, le changement d’état est suivi d’une transformation physique profonde du système causant dans certains cas (sursauts gamma ou supernova) la disparition de l’étoile hôte. L’étude du ciel transitoire permet ainsi de mieux comprendre des phénomènes comme les processus d’accrétion de matière dans les systèmes binaires, les éjections sous forme de jets dans les sursauts gamma, le comportement d’un plasma en présence de champs magnétique et gravitationnel intenses ou bien encore la fusion de deux astres compacts. Les objets transitoires peuvent appartenir à la Voie lactée ou être situés à des distances bien plus considérables comme les noyaux actifs de galaxies. Ils sont observés aujourd’hui à diverses longueurs d’onde.

La vidéo ci-dessus illustre le caractère extrêmement changeant du ciel lorsqu’observé dans certaines longueurs d’onde. La séquence résulte de l’observation continue de la voûte céleste (représenté ici en coordonnées galactiques) par l’instrument ASM de la mission spatiale RXTE dans le domaine des rayons X (entre 5 et 12 keV) durant la période 1996-1999, soit 4 années de données. Des sources apparaissent soudainement ou changent subitement d’éclat. Elles sont principalement réparties le long du plan galactique (figure en bas) et pour les plus remarquables leur identification est indiquée. Crédit : http://xte.mit.edu/.

Le ciel transitoire et la mission SVOM : stratégie et programme d’observation

Si le cœur de la mission SVOM est de garantir l’observation d’environ cent sursauts gamma par an, c’est aussi un formidable outil destiné à sonder le ciel transitoire. Pour observer des phénomènes se produisant sur de courtes échelles de temps (parfois inférieure à la seconde), d’importants dispositifs de détection et de suivi sont nécessaires. Comme sa mission sœur SWIFT, développée par la NASA, la mission SVOM laisse dans son programme d’observation une place importante pour la science hors sursaut. SVOM sera en mesure de déclencher une alerte suite à la détection d’un phénomène transitoire et ce grâce en particulier à ses instruments grand champs Eclairs et GRM. Réciproquement, la mission pourra réagir à des alertes (des cibles d’opportunité, ToO) générées par d’autres observatoires du ciel transitoire, au sol ou dans l’espace, et pointer alors ses instruments vers l’objet. SVOM sera ainsi un partenaire de choix pour d’autres programmes d’observation notamment dédié à l’étude du ciel transitoire, comme par exemple le projet LSST dans le domaine visible ou par le réseau SKA dans les ondes radio.

Astronomie multi-messagers

La mission sera également à même de répondre rapidement aux alertes fournies par les télescopes à neutrinos IceCube ou KM3N ou par celles délivrées par les interféromètres d’ondes gravitationnelles LIGO et Virgo.

L’objectif initial de la mission, l’étude des sursauts gamma, pourra ainsi s’étendre à celle des ondes gravitationnelles. Prédites depuis Einstein et la théorie de la relativité générale, ces oscillations de la courbure de l’espace-temps sont devenues réalité après l’annonce le 11 février 2016 de leur découverte par la collaboration LIGO/Virgo, couronnant des années de recherche et de développements technologiques. Le signal détecté le 14 septembre 2015 par les deux interféromètres du projet LIGO est interprété comme la signature des tout derniers instants de la fusion de deux trous noirs de chacun trente masses solaires. Ce même réseau d’interféromètres détecte le 17 août 2017 un autre évènement mais qui cette fois est accompagné d’une brève émission gamma capté par les satellites haute énergie Integral de l’ESA et Fermi de la NASA. Ici, le phénomène observé à la fois sous forme d’ondes gravitationnelles et électromagnétiques correspond à la fusion de deux étoiles à neutron, hypothèse longtemps avancée pour expliquer les sursauts gamma courts.

Ces découvertes majeures valident le scénario de coalescence de deux objets compacts (étoile à neutron et/ou trou noir) comme source d’émission d’ondes gravitationnelles et ouvrent de nouveaux horizons par exemple leur utilisation comme potentielle sonde cosmologique.

L’astronomie des neutrinos est autre domaine multi-messager où la mission SVOM peut apporter une contribution significative en recherchant dans ce cas la contrepartie électromagnétique du signal neutrino, premier pas vers l’identification des sources.

Les défis du domaine temporel

L’étude du ciel transitoire est une branche de l’astronomie en pleine essor et de nombreux observatoires aujourd’hui en développement et dédiés à cette thématique verront le jour à l’horizon 2020. Devant ce panorama, la communauté scientifique fait face à de nombreux défis. Le principal enjeu est le traitement de l’information en temps réel pour détecter au plus vite les phénomènes transitoires et diffuser les alertes de manière efficace. La masse conséquente de données et le nombre d’acteurs nécessitent également une organisation spécifique pour assurer efficacement la diffusion et le suivi des alertes, tâche et défi que les scientifiques du projet préparent activement.
Le programme d’observation de SVOM sera constitué à 25% pour la recherche des sursauts gamma, tandis que 15% seront dévolus aux phénomènes transitoires (hors sursaut) les deux premières années pour atteindre 40% la troisième année.

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Auteur : CEA / Irfu
La mission SVOM

La mission SVOM

La mission SVOM

La mission SVOM (Space-based multi-band astronomical Variable Objects Monitor) est une mission franco-chinoise consacrée à l’étude des plus lointaines explosions d’étoiles, les sursauts gamma. Elle doit être lancée fin 2021 par la fusée chinoise Longue Marche 2C depuis la  base de lancement de Xichang.
Elle est le fruit d’une collaboration des deux agences spatiales nationales, CNSA (China National Space Administration) et CNES (Centre national d’études spatiales) avec les contributions principales des laboratoires de l’Institut de recherche sur les lois fondamentales de l’univers (Irfu) et de l’Institut de recherche en astrophysique et planétologie (IRAP) pour la France et de  l’Observatoire Astronomique National (NAO) et l’Institut de Hautes Energies de Pékin (IHEP) pour la Chine.

Les instruments SVOM (Espace et Sol)

Les instruments SVOM (Espace et Sol)

La mission comporte 4 instruments principaux dont 2 sont français (ECLAIRs et MXT) et 2 sont chinois (GRM et VT) :
le télescope ECLAIRs pour détecter et localiser les sursauts gamma dans la bande des rayons X et des rayons gamma de basse énergie (de 4 à 250 keV).
le télescope MXT (Microchannel X-ray Telescope) pour l’observation du sursaut gamma dans le domaine des rayons X mous (de 0.2 à 10keV)
le détecteur de sursaut gamma GRM (Gamma Ray Burst Monitor) pour mesurer le spectre des sursauts à haute énergie (de 15 keV à 5000 keV).
le télescope VT (Visible Télescope) opérant dans le domaine visible pour détecter et observer l’émission visible, produite immédiatement après un sursaut gamma.
Le satellite pèse un poids total de 930 kg pour une charge utile de 450 kg. Il sera placé sur une orbite terrestre basse avec une inclinaison de 30 degrés, une altitude de 625 km et une période orbitale de 96 min.

Les observations depuis l’espace seront complétées par un important segment sol comportant :
la caméra à grand champ GWAC (Ground-based Wide Angle Camera) pour étudier depuis le sol dans le domaine visible, l’émission prompte d’une partie des sursauts détectés
Les télescopes robotiques GFT (Ground Follow-up Telescope) pour mesurer avec précision les coordonnées  du sursaut gamma.

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Les instruments de SVOM (modèle de qualification du satellite, décembre 2019). SECM/CNES/CEA

 

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Le modèle de qualification du satellite SVOM en intégration à Shanghai, décembre 2019, crédit SECM.

 

Le modèle de qualification du satellite SVOM à Shanghai pendant les essais en vide thermique, octobre 2019, crédit SECM.

Le modèle de qualification du satellite SVOM à Shanghai pendant les essais en vide thermique, octobre 2019, crédit SECM.

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Auteur : CEA-Irfu

Sursauts gamma, des messages venus du passé

Alors que les premiers âges de l’Univers sont plongés dans un noir profond, des flashs d’une intense lumière viennent bousculer le calme apparent. Ils sont issus d’explosions si violentes qu’ils émettent des ondes extrêmement énergétiques, les rayons gamma. Nommés sursauts gamma, ces phénomènes sont les plus lumineux jamais observés depuis le Big Bang. Ils sont imprévisibles, éphémères et d’origine encore inconnue. Quelle physique cachent-ils ? Sont-ils les messagers des premières étoiles de l’Univers ? Permettent-ils de sonder le passé ? La mission SVOM a pour but principal leur étude approfondie.

Une course contre la montre

SVOM, acronyme de Space-based multi-band astronomical Variable Objects Monitor ou Moniteur spatial multi-longueurs d’onde d’objets astronomiques variables, doit répondre à des contraintes de taille. Il faut dans un premier temps repérer le flash gamma. Celui-ci peut apparaître n’importe où sur la voûte céleste et ne dure que quelques secondes. Qui plus est, ce type de rayonnement est arrêté par l’atmosphère de la Terre ! La détection doit donc avoir lieu dans l’espace. Les instruments, installés sur le satellite SVOM, auront pour tâche de récolter des données à bord qui seront transmises sur Terre en un minimum de temps grâce à un réseau d’antennes relais. L’enjeu majeur de la mission est de pouvoir déterminer l’origine du sursaut gamma : d’où vient-il ? A quelle période a-t-il été créé ? Seule l’analyse spectrale de la lumière permet de répondre à ces questions, analyse qui doit être réalisée par les grands télescopes terrestres à partir des autres types de rayonnements consécutifs aux ondes gamma.

L'analyse conjointe de la lumière récoltée par les instruments au sol et dans l'espace, permettra de déterminer l'origine du sursaut.

L’analyse conjointe de la lumière récoltée par les instruments au sol et dans l’espace, permettra de déterminer l’origine du sursaut.

Les observations coordonnées à différentes longueurs d’onde sont la clé pour comprendre ce phénomène astronomique. La mission SVOM devra fournir une localisation suffisamment précise du sursaut pour que, depuis la Terre, il soit possible de l’observer alors que l’explosion initiale perd en énergie et en intensité.

Des témoins du passé

Scruté sous toutes ses coutures, le sursaut gamma ne sera plus vu comme un simple objet mystérieux, mais plutôt comme un formidable révélateur de l’inconnu. Il pourra donner des informations sur les conditions de sa formation et permettra de comprendre un peu mieux l’astrophysique de l’extrême. Témoin d’un passé révolu, il donnera des indications quant à son milieu d’origine mais également sur toutes les zones éclairées par cette lumière lointaine.

Opportunité pour l’étude du ciel transitoire

Grâce à la remarquable combinaison d’instruments déployés, tant au sol qu’à bord du satellite, SVOM est également dédiée à la science hors sursaut. Des équipes de recherche du monde entier pourront mettre à profit cette technologie automatisée pour observer des phénomènes cosmiques transitoires, c’est-à-dire des objets éphémères ou dont la luminosité varie dans le temps, tels les supernovæ ou les sources d’ondes gravitationnelles. Cette forte implication dans l’observation du ciel transitoire fera de la mission SVOM un partenaire incontournable pour l’ensemble de la communauté scientifique.

Une mission franco-chinoise

Le projet SVOM est le fruit d’une collaboration entre la France et la Chine. Des équipes scientifiques des deux pays ont mis en commun leur savoir pour la conception et la réalisation des différents instruments. Le lancement du satellite est prévu en 2021, sous la supervision des deux agences spatiales nationales, CNSA (China National Space Administration) et CNES (Centre national d’études spatiales).

Une mission Franco-Chinoise

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Auteur : CEA-Irfu

Histoire d’un mystère résolu

La découverte des sursauts gamma est récente. La toute première détection de ce phénomène fut réalisée par un des satellites militaires du projet Vela, débuté en 1963. En ces temps de guerre froide, les États-Unis et l’URSS guettaient le moindre acte de belligérance, et notamment les traces d’essais nucléaires. Malgré la signature d’un traité portant sur l’interdiction des tests atomiques dans l’atmosphère et dans l’espace (signé en août de la même année), l’armée américaine lança une mission de reconnaissance destinée à repérer de telles traces. A bord des satellites Vela se trouvaient des détecteurs de rayons gamma, X et neutrons. Le 2 juillet 1967, les capteurs s’affolent, une émission très brève est détectée. Après vérification, il apparût clairement que ce rayonnement gamma n’était pas d’origine humaine, ni même terrestre. Mais il aura fallu attendre 1973 pour que soit rendue publique cette découverte, une fois la confidentialité militaire levée. Les sursauts gamma suscitèrent très vite la curiosité de la communauté scientifique. Les questionnements étaient nombreux. De quelle source proviennent de tels flashs de lumière ? Par quel(s) mécanisme(s) ? Apparaissent-ils dans notre galaxie, la Voie lactée, ou dans des galaxies plus lointaines, ce qui impliquerait une énergie encore plus colossale ?

La carte des sursauts

A partir de 1991, la NASA put récolter des informations cruciales grâce à l’observatoire spatial COMPTON, satellite géant sur lequel se trouvait l’instrument BATSE (Burst And Transient Source Experiment). Cette mission révéla que les sursauts gamma se répartissent en deux groupes distincts : * des sursauts courts (environ 30% des sursauts détectés) dont l’énergie caractéristique est élevée (environ 1000 keV). Leur durée est inférieure à 2 secondes * des sursauts longs (70%) avec une énergie caractéristique plus basse (de l’ordre de 100 keV) et dont la durée peut atteindre quelques dizaines de minutes. L’expérience BATSE a permis la détection de plus de 2500 sursauts gamma entre 1991 et 2000 et une carte du ciel a été établie. Mais faute d’une localisation précise, quelques degrés carrés, il n’a pas été possible d’identifier les sursauts avec des sources célestes.

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Chaque point sur cette carte du ciel représentée en coordonnées galactiques est un sursaut gamma détecté par BATSE. La couleur correspond à l’énergie totale perçue. BATSE a détecté 2704 sursauts gamma entre 1991 et 2000. Dans le système de coordonnées de cette carte, le centre de la Voie lactée est situé au centre. Crédits : NASA

Cette répartition est “isotrope” : les sursauts sont présents aléatoirement sur la carte indiquant soit une origine très proche de la Terre, soit une origine plus lointaine, extragalactique. Aucune concentration de sursauts le long du plan de la Voie lactée, symbolisé sur la carte par la ligne centrale horizontale, n’apparaît. Ceci exclut très probablement des candidats appartenant à notre galaxie.

Augmenter le champ d’étude et déchiffrer le lointain

Pour cerner l’origine des sursauts gamma, il devenait indispensable de les localiser précisément afin pouvoir mesurer leur distance. En avril 1996 fut lancé le satellite italien BeppoSAX. Le 27 février 1997, les instruments à bord du satellite BeppoSAX détectèrent et localisèrent le sursaut GRB970228. La localisation précise du sursaut en rayons X, rapidement transmise au sol, permit alors de pointer en direction de la source de puissants télescopes terrestres situés à La Palma en Espagne. Un signal faible et décroissant fut détecté. C’est ainsi qu’a été mise au jour l’existence d’une émission rémanente. Ce sont des rayonnements tardifs et plus ténus dans le domaine des rayons X, de la lumière visible et des ondes radio. Cette découverte est fondamentale : alors que les rayons X et gamma ne sont observables que depuis l’espace, ces autres types de rayonnement permettent en partie un suivi depuis la Terre ! De quoi ouvrir un nouvel axe de recherche à l’étude des sursauts gamma.

Emission rémanente du sursaut GRB970228 captée dans les rayons X : le phénomène va en s’atténuant avec le temps. crédits : NASA ASI/BeppoSAX

Emission rémanente du sursaut GRB970228 captée dans les rayons X : le phénomène va en s’atténuant avec le temps. Crédits : NASA ASI/BeppoSAX

Quelques mois plus tard, le 8 mai 1997, GRB970508 un nouveau sursaut,  fut détecté et localisé en rayons X par BeppoSAX. La localisation précise du sursaut permit de pointer le télescope Keck de Hawaii dans sa direction. Grâce à sa durée et à l’émission rémanente, une analyse spectrale devenait possible, permettant de faire une estimation de distance avec la mesure du décalage vers le rouge (redshift), voir sur le même thème « outil de mesure ». Le décalage vers le rouge est une modification de la longueur d’onde d’un rayonnement dans l’espace, lorsque sa source s’éloigne par rapport à l’observateur (effet Doppler) : plus le décalage vers le rouge est élevé, plus l’objet est lointain. Pour la première fois, la distance d’un sursaut allait être calculée. Dans le cas du sursaut long GRB970508, le décalage vers le rouge calculé est de 0,835, ce qui équivaut à 6 milliards d’années-lumière ! L’hypothèse d’une origine extragalactique des sursauts était ainsi vérifiée. Il devenait clair, pour la communauté, qu’une meilleure compréhension des sursauts gamma passerait par la transmission rapide d’une localisation précise du sursaut à un réseau réactif de télescopes au sol.

Une collaboration entre le sol et l’espace

En octobre 2000 eut lieu le lancement de la mission HETE-2 (High Transient Explorer). L’une de ses particularités était d’embarquer un processeur à bord pour calculer la position du flash directement. Une fois les coordonnées établies, elles étaient envoyées sur Terre via un émetteur radio et réceptionnées grâce à un réseau de 15 antennes relais déployé à la surface du globe, sous la trace du satellite. Une stratégie qui permit notamment de découvrir la rémanence d’un sursaut court (GRB050709). Mis en orbite en 2002, le satellite européen INTEGRAL (INTErnational Gamma Ray Astrophysics Laboratory), appliqua la technique du masque codé pour la détection des sursauts gamma. Cette mission, toujours en opération, a découvert la polarisation de l’émission prompte des sursauts, renforçant le modèle de la boule de feu.

Le masque codé de l’imageur IBIS

Le masque codé de l’imageur IBIS (Imager on Board the INTEGRAL Satellite). Crédits : Integral Science Data Center, Université de Genève

 

L’un des deux télescopes robotiques TAROT (Télescope à Action Rapide pour les Objets Transitoires), précurseur dans l’observation optique automatisée. Celui-ci est installé sur le plateau de Calern dans le sud de la France, l’autre se trouve à La Silla au Chili.

L’un des deux télescopes robotiques TAROT (Télescope à Action Rapide pour les Objets Transitoires), précurseur dans l’observation optique automatisée. Celui-ci est installé sur le plateau de Calern dans le sud de la France, l’autre se trouve à La Silla au Chili.

L’ère de SWIFT

En 2004, un pas considérable fut franchi grâce au lancement du satellite de la NASA SWIFT, doté d’un télescope gamma grand champ et d’une caméra à rayons X très sensible. Autre particularité de cette mission, sa plateforme particulièrement agile permettant de s’orienter très rapidement dans la direction du sursaut dans le but d’étudier son émission rémanente. A titre d’exemple, SWIFT a détecté le 23 avril 2009 le sursaut gamma le plus éloigné à ce jour : GRB090423. Sa distance est estimée à 13 milliards d’années-lumière (redshift de 8,2) ce qui en fait l’un des objets les plus lointains jamais observés. Ce sursaut proviendrait de la mort d’une étoile massive qui aurait eu lieu 630 millions d’années après le Big Bang (pour rappel, le Big Bang a eu lieu il y a 13,7 milliards d’années). Cet évènement témoignerait des premiers âges de l’Univers.

Le système d’alerte de la mission SWIFT repose sur l’ombre portée à travers un masque codé. Les motifs du masque sont réalisés grâce à un algorithme. Crédits : NASA

Le système d’alerte de la mission SWIFT repose sur l’ombre portée à travers un masque codé. Les motifs du masque sont réalisés grâce à un algorithme. Crédits : NASA

Des réseaux de télescopes robotiques au sol furent mis en place pour suivre et étudier les alertes diffusées par le satellite SWIFT. Par exemple, le télescope TAROT a été spécifiquement conçu pour cibler le plus rapidement possible les objets transitoires. Le 4 septembre 2005, ce télescope permit d’étudier la lumière émise par le sursaut gamma GRB050904, qui a eu lieu alors que notre Univers était âgé de seulement 900 millions d’années, soit 7% de son âge actuel. Avec un miroir de seulement 25 cm de diamètre, TAROT a donc détecté un objet situé à 12,8 milliards d’années-lumière ce qui souligne le caractère très énergétique des sursauts gamma. La dernière mission en date, le satellite de la NASA Fermi envoyé en orbite en 2008, étend l’étude de l’émission prompte des sursauts à plus haute énergie. Fermi a notamment détecté GRB080916C, le sursaut gamma dont l’énergie libérée en fait l’explosion la plus violente jamais observée.

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Auteur : CEA / Irfu

Des sondes de l’Univers lointain

Grâce à la possibilité d’observer les sursauts gamma dans le domaine de la lumière visible et infrarouge, on sait désormais qu’ils se produisent dans des galaxies très lointaines, si éloignées que certaines d’entre elles sont répertoriées comme les objets les plus distants mesurés aujourd’hui. Or, compte tenu de la vitesse finie de la lumière, regarder loin c’est remonter le temps et ainsi observer loin dans le passé ! Tels des phares éphémères du cosmos, les sursauts gamma permettent donc de sonder l’Univers aux différentes époques de son histoire et de mieux comprendre comment les galaxies se sont formées au cours du temps.

Toujours plus loin

Ces flashs sont des outils prometteurs pour sonder l’Univers jeune, son contenu et pouvoir ainsi étudier les étapes de son évolution. Par exemple, le sursaut le plus lointain identifié à ce jour, GRB090423, s’est produit 630 millions d’années après le Big Bang, lorsque l’Univers était encore dans sa prime jeunesse.

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Image infrarouge de la contrepartie du sursaut gamma GRB090423 obtenue avec le télescope GEMINI situé à Hawaii. Crédits : Gemini Observatory / NSF / AURA, D. Fox & A. Cucchiara (Penn State U.), and E. Berger (Harvard Univ.)

Ce sursaut long serait issu d’un « collapsar », explosion d’une étoile très massive qui s’est effondrée sur elle-même sous l’effet de son propre poids. Avec une masse d’au moins 20 à 30 fois celle du Soleil, cet astre rare pourrait faire partie des toutes premières générations d’étoiles. Ces étoiles, dites de “population III” seraient très massives, lumineuses et constituées seulement de quelques éléments légers (hydrogène, hélium). Elles auraient été formées à peine 400 millions d’années après le Big Bang mais on ignore encore comment. Leur durée de vie est courte, quelques millions d’années seulement. Elles sont supposées être en partie à l’origine des autres éléments formés au cours du temps et détectés aujourd’hui dans l’Univers proche. Les sursauts peuvent donc renseigner sur le milieu où ces étoiles sont nées. Ils contribuent ainsi à la compréhension de l’évolution stellaire dans l’Univers primordial.

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Vision d’artiste montrant l’incroyable luminosité des premières générations d’étoiles dans la galaxie CR7, située à 12,9 milliards d’années-lumière. Ces populations stellaires pourraient être en partie composées d’étoiles très massives dont certaines seraient à l’origine des sursauts gamma lointains. Crédits : ESO/M. Kornmesser

Par ailleurs, un autre aspect intéressant des sursauts gamma consiste à utiliser leur signal comme une lumière d’arrière-plan qui traverse successivement les régions situées entre le sursaut et la Terre. Ces milieux étant franchis à des distances donc à des époques différentes, les empreintes laissées sur la lumière du sursaut pourraient alors donner des indications sur la teneur en éléments de l’Univers au cours de son histoire.

Les sursauts gamma, un laboratoire de physique des conditions extrêmes

La débauche d’énergie du sursaut, la vitesse des particules éjectées et les successifs chocs avec le milieu environnant sont autant d’éléments qui permettent de classer les sursauts gamma parmi les laboratoires de physique des conditions extrêmes, dans bien des cas impossibles à reproduire sur Terre.
L’énergie des particules accélérées est des ordres de grandeur (jusqu’à un million) au-delà de ce que les plus puissantes machines terrestres comme le Large Hadron Collider (LHC) peuvent aujourd’hui produire. De ce fait, l’étude des processus physiques dans ces condition extrêmes permet de mieux comprendre les conditions régnant dans d’autres classes d’objets.
A titre d’exemple, citons la nature et l’énergie des particules propulsées dans des jets à des vitesses relativistes, phénomènes aussi évoqués pour expliquer l’origine des épisodes éruptifs observés dans les blazars, des galaxies actives abritant un trou noir supermassif de plusieurs millions de masse solaire.

Autre portée majeure des processus physiques en jeu, les sursauts gamma figurent parmi les sources prometteuses de neutrino et de rayonnement cosmique de très haute énergie.
Les étoiles extrêmement massives (centaines de masses solaires) sont selon plusieurs scénarios à l’origine d’une classe particulière de sursauts, les sursauts longs très lointains. L’étude du sursaut, conséquence de l’explosion de l’étoile, est un outil de choix pour mieux cerner la première génération d’étoiles (étoiles dites de population III) et la formation stellaire dans les premières phases de l’univers. Un autre aspect singulier des sursauts gamma, les sursauts courts, repose sur la possibilité qu’ils soient des sources d’ondes gravitationnelles. La coalescence de deux astres compacts (étoile à neutron et/ou trou noir) est un scénario probable pour expliquer cette émission. Néanmoins, les phases de la fusion ou le résidu de la coalescence sont encore mal compris. Une détection commune sursaut gamma – ondes gravitationnelles permettrait des avancées significatives.

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Auteur : CEA / Irfu

Outils de mesure

En 1997, un phénomène de rémanence associé à un sursaut gamma fut découvert par le satellite de l’ASI (l’Agence spatiale italienne) BeppoSAX. La rémanence correspond au prolongement de l’émission dans les domaines X, visibles et radio, juste après le bref flash gamma (l’émission prompte). Cette découverte fut capitale car elle permit de déterminer pour la toute première fois la distance d’un sursaut ainsi que les propriétés physiques de son environnement proche. Un champ de recherche nouveau s’ouvrait ainsi à la communauté scientifique.

Alors que l’émission prompte ne dure que quelques secondes, la rémanence du sursaut perdure quant à elle sur une période plus longue, heures ou jours suivant le domaine de longueurs d’onde. Ceci a une conséquence immédiate, elle peut être étudiée en détail dans le visible et infrarouge par les télescopes au sol à condition de disposer d’une position affinée de la source dans le ciel. Enjeu majeur à ce stade, les études en mode spectroscopique permettent de livrer des informations variées et diverses comme la distance, les propriétés de l’environnement du sursaut, le type de galaxie hôte, la nature des milieux traversés par la lumière durant son périple jusqu’à la Terre. La spectroscopie s’avère à ce stade un outil de mesure extrêmement puissant et indispensable pour utiliser les sursauts comme sondes de l’Univers lointain.

Les raies spectrales

Un spectromètre placé au foyer d’un télescope permet de décomposer la lumière de la source visée pour établir son spectre. Celui-ci est une véritable carte d’identité de l’objet étudié, son code barre en quelque sorte. Il est en effet caractérisé par la présence de raies spectrales, positionnés a des longueurs d’onde caractéristique des éléments chimiques de la source. En utilisant les informations d’un spectre, il est donc possible de déterminer la composition chimique de l’objet observé.

Raies spectrales

A gauche, le spectre continu d’une source de lumière. Au centre, la présence d’un nuage de gaz sur la ligne de visée fait apparaître des raies en absorption, car les éléments chimiques du nuage filtrent les photons à certaines longueurs d’onde caractéristiques du milieu absorbant. A droite, le spectre d’un gaz ionisé, caractérisé quant à lui par une raie en émission à une longueur d’onde particulière, propre de l’élément ionisé. (Crédit : The Pennsylvania State University)

Le décalage spectral, ou mesure de distance

La longueur d’onde d’une raie spectrale peut également traduire un mouvement de la source émettrice, selon l’effet Doppler. Si la source lumineuse se rapproche, sa longueur d’onde apparente devient plus courte, elle est décalée sur le spectre. Dans le domaine de la lumière visible, cela signifie qu’elle se décale vers le bleu. A l’inverse, quand la source s’éloigne, sa longueur d’onde apparente augmente. On parle de décalage vers le rouge ou redshift en anglais. Et plus la source se déplace rapidement, plus le décalage spectral est important. Cette propriété est particulièrement intéressante en astronomie, l’expansion de l’Univers conduisant de fait à un décalage vers le rouge du spectre des galaxies.

Redshift

Plus on s’éloigne de la Terre, plus le décalage vers le rouge des galaxies est important. Crédit: Space Exploratorium

L’importance de ce décalage vers le rouge est directement reliée à la distance de la source observée : plus l’objet est lointain, plus ce décalage est grand. C’est la loi communément appelée loi de Hubble (car découverte par Edwin Hubble en 1929) mais recommandée depuis octobre 2018 (suite à une résolution prise par l’Union Astronomique Internationale) pour être nommée loi de Hubble-Lemaître). Ainsi, chaque système absorbant traversé par un sursaut gamma produit dans le spectre de son émission rémanente des raies d’absorption. Le décalage en longueur d’onde de ces raies nous permet de mesurer alors la distance à la Terre du milieu à l’origine de l’absorption. En particulier, le tout premier absorbant rencontrée par la lumière du sursaut est le gaz présent dans son environnement proche au sein de sa galaxie et possède le décalage spectral le plus important car le plus lointain. Ceci est dans certains cas vérifié par l’observation de raies en émission de la galaxie hôte qui présentent le même décalage spectral.

Spectre

La spectroscopie permet de mettre en lumière le contenu chimique de la galaxie hôte du sursaut comme celui du milieu intergalactique situé sur la ligne de visée. Les figures ci-dessus montrent les spectres optiques de l’émission rémanente (à gauche) et de la galaxie-hôte (à droite) du sursaut GRB970805. Sur le spectre de gauche, obtenu trois jours après le sursaut, un système de raies en absorption est attribué par leur respectives positions (z=0.835) à des éléments chimiques (Fer et Magnésium) situés dans la galaxie hôte et cochés comme tel par un astérisque. Le spectre de droite de la galaxie hôte, obtenu une fois l’éclat du sursaut atténué (semaines ou mois après le flash initial) permet grâce à la position des raies en émission (ici oxygène et néon) de déterminer une distance (z=0.8349) remarquablement en accord avec la mesure précédente. (Crédits : Metzger et al. 1997, Nature et Bloom et al. 1998, ApJ)

Au-delà, de multiples diagnostics

La distance, mesurée par le décalage spectral des raies d’absorption, n’est pas la seule quantité physique obtenue à partir du spectre de l’émission rémanente des sursauts gamma. Ces raies nous apportent en effet une multitude d’informations sur la composition chimique des milieux absorbants traversés, et sur les propriétés physiques des galaxies dans lesquelles se produisent les sursauts. Par exemple, les abondances relatives des différents éléments chimiques observés dans les spectres, notamment celles des “métaux” comme le Fer, le Silicium ou le Zinc, nous renseignent sur l’état de l’enrichissement en éléments lourds dans le milieu interstellaire des galaxies. En fonction de leurs distances, les sursauts apportent donc des contraintes très fortes sur l’évolution de la métallicité au cours de l’histoire cosmique. Par ailleurs, le spectre des sursauts les plus lointains permet de comprendre comment l’hydrogène neutre dont était composé le milieu intergalactique après le Big Bang s’est progressivement ré-ionisé au cours du premier milliard d’années de l’Univers. La nature des sources à l’origine de cette ré-ionisation reste encore fortement débattue par les scientifiques aujourd’hui.

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Auteur : CEA / Irfu

Qu’est ce qu’un sursaut gamma ?

Manifestation d’une explosion gigantesque, ces flashs de lumière sont considérés comme les éléments les plus brillants et les plus riches en énergie depuis le Big Bang.

Un sursaut gamma s’accompagne d’un dégagement de matière sous forme de deux cônes opposés. https://www.eso.org/public/france/images/eso0917a/

Un sursaut gamma s’accompagne d’un dégagement de matière sous forme de deux cônes opposés. Crédit : ESO

Ce sont des événements rares à l’échelle d’une galaxie et pourtant il serait possible d’en observer en moyenne une dizaine par jour.
La puissance qui s’en dégage est considérable, équivalente à plus d’un milliard de milliards de soleils. Cette particularité les rend donc décelables à des distances très grandes, au-delà même de notre galaxie. Toutefois leur détection s’avère difficile. De véritables prouesses techniques sont nécessaires pour observer les sursauts gamma, aléatoires et imprévisibles.

Une bouffée de photons gamma

Ces explosions sont appelées “sursaut gamma” en référence aux particules de très haute énergie libérées initialement : les photons gamma. Tout comme la lumière visible, les rayons X ou encore les ondes radio, il s’agit d’une onde électromagnétique.

Les rayons gamma (?) sont les ondes de plus petites longueurs d’onde (?) du spectre élecromagnétique. Le spectre de la lumière visible, à titre indicatif, est représenté par les couleurs selon la longueur d’onde croissante.

Les rayons gamma sont les ondes de plus petites longueurs d’onde du spectre électromagnétique. Le spectre de la lumière visible, à titre indicatif, est représenté par les couleurs.

L’énergie d’un photon est mesurée en électron-volt (eV), un photon de lumière visible dégage environ 2eV. Celle d’un photon gamma peut atteindre plusieurs milliards d’électrons-volts !

Naissance d’un sursaut Gamma

L’explosion à l’origine du sursaut remplit des conditions spécifiques. Aujourd’hui, deux scénarios sont évoqués pour expliquer la puissance et la variation rapide des sursauts gamma : la coalescence ou fusion de deux objets compacts (étoile à neutron ou trou noir) et l’effondrement d’une étoile très massive.
La majorité des sursauts gamma recensés aujourd’hui indique qu’ils apparaissent à la mort d’une étoile très massive. En effet, dans le scénario de l’effondrement d’une étoile en fin de vie, celle-ci doit être très massive pour fournir l’énergie nécessaire à l’éjection de matière à très grande vitesse. C’est cette matière, lorsqu’elle se propage dans le milieu environnant, qui va permettre la transformation de cette énergie en radiations gamma.
Au moment de l’explosion, on distingue plusieurs étapes expliquant l’apparition du sursaut, selon le modèle dit de la “boule de feu” :

Illustration du modèle de la boule de feu. Crédit : NASA

Illustration du modèle de la boule de feu. Crédit : NASA

  1. Le progéniteur produit des jets de matière essentiellement constituée de paquets d’électrons, éjectés par à-coups dans une direction particulière. Ces paquets sont expulsés à des vitesses différentes mais toutes de très grande ampleur, proches de celle de la lumière. Ces jets sont dans ce cas appelés jets ultra-relativistes.
  2. Des chocs très violents ont lieu lorsque ces paquets d’électrons rentrent en contact : c’est le modèle des chocs internes. Les couches de matière expulsées à des vitesses différentes finissent par rentrer en collision, les couches les plus rapides rattrapant les plus lentes. Ces fronts de chocs vont engendrer de manière brusque des rayons gamma. C’est ce qu’on appelle l’émission prompte.
  3. Il y a également des chocs externes où ces mêmes couches de matière interagissent ultérieurement avec le milieu environnant du progéniteur. Ceci donne lieu à des rayonnements moins intenses, moins énergétiques et s’étalant dans le temps. On y retrouve des rayons X, de la lumière visible et des ondes radio. C’est l’émission rémanente.

Les conditions d’apparition

La durée du sursaut indique deux types d’origine possibles :

  • Lorsque la durée est de moins de 2 secondes, le sursaut est appelé sursaut court. Ce flash serait issu de la coalescence de deux objets massifs et compacts : des étoiles à neutrons, ou une étoile à neutron et un trou noir.
    Ces deux astres, en orbite, finissent par “tomber” l’un sur l’autre à mesure qu’ils perdent de l’énergie par émission d’ondes gravitationnelles. De cette rencontre ultime va naître un nouveau trou noir.
  • Dans le cas des sursauts longs, ceux dont la durée est supérieure à 2 secondes, il s’agit de la fin de vie d’une hypernova, un type de supernova particulier. Une hypernova est une étoile dont la masse est supérieure à 20 fois celle du soleil et qui subit un effondrement gravitationnel. Un trou noir se crée brusquement entraînant des ondes de chocs qui font exploser le reste de l’étoile et percent l’enveloppe stellaire : les couches externes sont violemment expulsées. C’est le modèle de la boule de feu.

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Dans les deux cas, le résidu formé (probablement un trou noir) grossit en avalant en quelques secondes la matière dans son entourage immédiat, s’accompagnant de la formation d’un disque d’accrétion épais qui tourne rapidement. Une partie de la matière, attirée par la force d’attraction du trou noir, est expulsée sous la forme de deux jets opposés dans l’axe de rotation du disque selon un mécanisme physique encore loin d’être compris.
Cette éjection à très forte vitesse engendre les chocs précédemment décrits et fait apparaître le sursaut gamma, résultat des chocs internes. Pour percevoir sa lumière il faut donc que l’observateur se trouve situé dans l’alignement de l’axe d’émission.

L’émission rémanente

L’émission rémanente d’un sursaut gamma est la phase qui suit l’émission prompte. Elle résulte selon le modèle de la boule de feu de chocs qui lors de leur expansion vont balayer le milieu environnant du progéniteur, générant des émissions à toutes les longueurs d’onde. Son étude permet ainsi de connaître la nature de l’environnement du progéniteur. L’émission rémanente est moins éphémère que l’émission prompte. Elle décroit progressivement sur une échelle de temps non de la seconde cette fois mais de l’heure, du jour ou du mois. Ceci permet de mener des programmes d’observation avec des télescopes au sol ou dans l’espace , à condition de disposer d’une position suffisamment précise du sursaut, notamment dans le domaine des rayons X et en lumière visible. Les informations fournies par l’émission rémanente sont capitales pour une meilleure compréhension du phénomène explosif et des conditions régnant dans l’environnement des étoiles responsables des sursauts gamma.

A gauche, Cliché obtenue le 3 avril 2003 de l’émission rémanente optique du sursaut apparu le 29 mars 2003. A droite, un mois plus tard, l’émission est toujours visible mais plus faible car elle décroit progressivement. Source : ESO.

A gauche, Cliché obtenu le 3 avril 2003 de l’émission rémanente en visible du sursaut apparu le 29 mars 2003. A droite, un mois plus tard, l’émission est toujours visible mais plus faible car elle décroit progressivement. Crédit : ESO

Nomenclature

GRB pour Gamma Ray Burst, sursaut gamma en anglais, suivi de la date de détection, aammjj.

Exemple : GRB 970508 correspond à un sursaut gamma détecté le 8 mai 1997.

Vidéo de la chaîne Youtube « Le Sense Of Wonder « 

Pour découvrir, autrement, le sujet qui nous passionne :

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Auteur : CEA / Irfu

Le ciel transitoire

Les objets variables et transitoires jouent depuis longtemps un rôle majeur dans l’astronomie comme l’attestent notamment les observations des astronomes chinois reportées il y a 4000 ans (Lire à ce sujet le sujet « Regard sur le passé : Ciel immuable et ciel transitoire »). Comètes, novae, étoiles variables, supernovae, sursauts gamma ou fusions d’objets compacts à l’origine de l’émission d’ondes gravitationnelles sont parmi les objets de ce ciel variable et transitoire, bien loin de la représentation classique d’un ciel immuable, statique.
L’essor et l’intérêt porté à l’observation du ciel transitoire sont intimement liés aux développements et progrès technologiques des outils de détection : capteurs plus sensibles donc des temps de pose plus courts, accès à des domaines de longueurs d’onde nouveaux, puissance accrue des moyens de stockage et de traitement de l’information, avènement de caméras grand champs montées sur des télescopes de plus en plus grands ou bien encore efficacité et interaction avec les alertes données par les outils du domaine émergeant des messagers non électromagnétiques.

Les objets du ciel variable et du ciel transitoire

La différence entre objet variable et objet transitoire peut se définir en partie sur le caractère largement imprédictible du phénomène et du point de vue observationnel sur la limite de détection de l’instrument, un objet variable restant à tout moment détectable tandis qu’une source transitoire tombe sous le seuil de détection. Dans les deux cas les échelles temporelles de variation peuvent être diverses. Un autre aspect marquant la différence entre les deux catégories relève de l’impact de la variabilité sur la nature même de l’objet. Une source peut être variable non par un changement intrinsèque de sa composition mais par un effet externe comme le transit d’une planète devant une étoile qui modifie pour l’observateur la luminosité de l’astre visé. Dans le cas d’une source transitoire, le changement d’état est suivi d’une transformation physique profonde du système causant dans certains cas (sursauts gamma ou supernova) la disparition de l’étoile hôte. L’étude du ciel transitoire permet ainsi de mieux comprendre des phénomènes comme les processus d’accrétion de matière dans les systèmes binaires, les éjections sous forme de jets dans les sursauts gamma, le comportement d’un plasma en présence de champs magnétique et gravitationnel intenses ou bien encore la fusion de deux astres compacts. Les objets transitoires peuvent appartenir à la Voie lactée ou être situés à des distances bien plus considérables comme les noyaux actifs de galaxies. Ils sont observés aujourd’hui à diverses longueurs d’onde.

La vidéo ci-dessus illustre le caractère extrêmement changeant du ciel lorsqu’observé dans certaines longueurs d’onde. La séquence résulte de l’observation continue de la voûte céleste (représenté ici en coordonnées galactiques) par l’instrument ASM de la mission spatiale RXTE dans le domaine des rayons X (entre 5 et 12 keV) durant la période 1996-1999, soit 4 années de données. Des sources apparaissent soudainement ou changent subitement d’éclat. Elles sont principalement réparties le long du plan galactique (figure en bas) et pour les plus remarquables leur identification est indiquée. Crédit : http://xte.mit.edu/.

Le ciel transitoire et la mission SVOM : stratégie et programme d’observation

Si le cœur de la mission SVOM est de garantir l’observation d’environ cent sursauts gamma par an, c’est aussi un formidable outil destiné à sonder le ciel transitoire. Pour observer des phénomènes se produisant sur de courtes échelles de temps (parfois inférieure à la seconde), d’importants dispositifs de détection et de suivi sont nécessaires. Comme sa mission sœur SWIFT, développée par la NASA, la mission SVOM laisse dans son programme d’observation une place importante pour la science hors sursaut. SVOM sera en mesure de déclencher une alerte suite à la détection d’un phénomène transitoire et ce grâce en particulier à ses instruments grand champs Eclairs et GRM. Réciproquement, la mission pourra réagir à des alertes (des cibles d’opportunité, ToO) générées par d’autres observatoires du ciel transitoire, au sol ou dans l’espace, et pointer alors ses instruments vers l’objet. SVOM sera ainsi un partenaire de choix pour d’autres programmes d’observation notamment dédié à l’étude du ciel transitoire, comme par exemple le projet LSST dans le domaine visible ou par le réseau SKA dans les ondes radio.

Astronomie multi-messagers

La mission sera également à même de répondre rapidement aux alertes fournies par les télescopes à neutrinos IceCube ou KM3N ou par celles délivrées par les interféromètres d’ondes gravitationnelles LIGO et Virgo.

L’objectif initial de la mission, l’étude des sursauts gamma, pourra ainsi s’étendre à celle des ondes gravitationnelles. Prédites depuis Einstein et la théorie de la relativité générale, ces oscillations de la courbure de l’espace-temps sont devenues réalité après l’annonce le 11 février 2016 de leur découverte par la collaboration LIGO/Virgo, couronnant des années de recherche et de développements technologiques. Le signal détecté le 14 septembre 2015 par les deux interféromètres du projet LIGO est interprété comme la signature des tout derniers instants de la fusion de deux trous noirs de chacun trente masses solaires. Ce même réseau d’interféromètres détecte le 17 août 2017 un autre évènement mais qui cette fois est accompagné d’une brève émission gamma capté par les satellites haute énergie Integral de l’ESA et Fermi de la NASA. Ici, le phénomène observé à la fois sous forme d’ondes gravitationnelles et électromagnétiques correspond à la fusion de deux étoiles à neutron, hypothèse longtemps avancée pour expliquer les sursauts gamma courts.

Ces découvertes majeures valident le scénario de coalescence de deux objets compacts (étoile à neutron et/ou trou noir) comme source d’émission d’ondes gravitationnelles et ouvrent de nouveaux horizons par exemple leur utilisation comme potentielle sonde cosmologique.

L’astronomie des neutrinos est autre domaine multi-messager où la mission SVOM peut apporter une contribution significative en recherchant dans ce cas la contrepartie électromagnétique du signal neutrino, premier pas vers l’identification des sources.

Les défis du domaine temporel

L’étude du ciel transitoire est une branche de l’astronomie en pleine essor et de nombreux observatoires aujourd’hui en développement et dédiés à cette thématique verront le jour à l’horizon 2020. Devant ce panorama, la communauté scientifique fait face à de nombreux défis. Le principal enjeu est le traitement de l’information en temps réel pour détecter au plus vite les phénomènes transitoires et diffuser les alertes de manière efficace. La masse conséquente de données et le nombre d’acteurs nécessitent également une organisation spécifique pour assurer efficacement la diffusion et le suivi des alertes, tâche et défi que les scientifiques du projet préparent activement.
Le programme d’observation de SVOM sera constitué à 25% pour la recherche des sursauts gamma, tandis que 15% seront dévolus aux phénomènes transitoires (hors sursaut) les deux premières années pour atteindre 40% la troisième année.

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Auteur : CEA / Irfu

Une collaboration Franco-chinoise

La mission SVOM a été décidée à la suite d’un accord intergouvernemental entre la France et la Chine, précisé dans un protocole d’entente en 2014.

Il s’agit d’une coopération entre l’agence spatiale chinoise (CNSA), l’Académie des sciences chinoise (CAS), et l’agence spatiale française (CNES) qui assure la maitrise d’œuvre des développements de la charge utile française (les instruments ECLAIRs et MXT), du réseau d’antennes (système d’alerte) et du centre scientifique français (situé à Saclay).

La collaboration SVOM lors de la revue de fin de phase B à Yantai (Chine).

La collaboration SVOM lors de la revue de fin de phase B à Yantai (Shandong), juillet 2016.

Le lancement de la phase d’études préliminaires (Phase B) de la mission SVOM a été officialisé en 2014. Cette phase s’est conclue par une revue (Preliminary Design Review ou PDR) en juillet 2016. La phase d’études détaillées (Phase C) a été lancée en janvier 2017.
Le lancement de la mission SVOM est prévu fin 2021.

 

Kick-off phase C, Sanya, Hainan, janvier 2017.

Kick-off phase C, Sanya (Hainan), janvier 2017.

 

Photo de groupe de la revue de mi-phase C, Xi'an, Shaanxi, octobre 2017.

Photo de groupe de la revue de mi-phase C, Xi’an (Shaanxi), octobre 2017.

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Auteur : CEA / Irfu

Le consortium

Les intervenants français et collaborateurs sont :

 

Centre National d’Etudes Spatiales CNES
Maître d’œuvre du projet SVOM
Maitre d’œuvre du télescope ECLAIRs
Maitre d’œuvre du télescope MXT

Institut de Recherche sur les lois Fondamentales de l’Univers CEA/IRFU
Responsabilité scientifique de la mission SVOM
Responsabilité scientifique de l’instrument MXT
Responsabilité scientifique du segment sol français
Maître d’œuvre du développement du centre d’expertise scientifique FSC (French Science Center)
Maître d’œuvre du développement du centre d’expertise de l’instrument MXT
Participation au développement de l’instrument ECLAIRs (logiciel trigger)
Participation au développement de l’instrument MXT (caméra-X)
Participation au développement du télescope robotique F-GFT (design optique)

Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie CNRS/IRAP
Responsabilité scientifique de l’instrument ECLAIRs
Participation au développement de l’instrument ECLAIRs (caméra gamma DPIX)
Maître d’œuvre du développement du centre d’expertise de l’instrument ECLAIRs
Participation au traitement des données scientifiques de l’instrument ECLAIRs
Maître d’œuvre du développement du télescope robotique F-GFT (French – Ground Follow-up Telescope)
Maître d’œuvre du développement de la caméra infrarouge CAGIRE du F-GFT

Laboratoire d’Astrophysique de Marseille CNRS/LAM
Co-responsabilité scientifique de la mission SVOM
Responsabilité scientifique du télescope robotique F-GFT
Responsabilité scientifique de l’organisation du suivi sol (Follow-up)
Participation au développement du télescope robotique F-GFT
Participation au traitement des données scientifiques de la mission

AstroParticules et Cosmologie APC
Responsabilité scientifique de la science hors sursauts
Responsabilité scientifique des activités multi-messagers
Participation au développement de l’instrument ECLAIRs (masque codé)
Participation au traitement des données scientifiques de l’instrument ECLAIRs

Institut d’Astrophysique de Paris IAP
Responsabilité scientifique du programme dédié aux sursauts
Participation au traitement des données scientifiques de la mission

Observatoire Astronomique de Strasbourg CNRS/OAS
Participation au traitement des données de l’instrument MXT

Laboratoire Univers et Particules de Montpellier CNRS/LUPM
Participation au traitement des données scientifiques des instruments ECLAIRs et GRM

Centre de Physique des Particules de Marseille CNRS/CPPM
Maître d’œuvre du développement du centre d’expertise du télescope robotique F-GFT

Observatoire de Paris CNRS/GEPI
Participation au traitement des données scientifiques de l’instrument VT (Visible Telescope)

Laboratoire de l’Accélérateur Linéaire CNRS/LAL
Développement de l’interface entre SVOM et les observatoires multi-messagers
Participation au développement de l’instrument MXT (logiciel scientifique)

Observatoire de Haute Provence CNRS/OHP
Participation au développement du télescope robotique F-GFT

Université de Leicester
Définition du système optique « Lobster eye » du télescope MXT
Assemblage et intégration du système optique du télescope MXT

Max-Planck Institut für Extraterrestrische Physik MPE
Fourniture du détecteur X de la caméra MXT
Etalonnage des instruments ECLAIRs et MXT auprès de la source X Panther

Université Nationale Autonome du Mexique UNAM
Hébergement du télescope F-GFT sur le site de San Pedro Martyr
Fourniture de la caméra visible du F-GFT
Opérations et maintenance du F-GFT

Les intervenants chinois sont :

Shanghai Engineering Centre for Microsatellites SECM
Maitre d’œuvre du satellite SVOM

National Astronomical Observatory of China NAOC
Responsabilité scientifique de la mission SVOM
Responsabilité scientifique de l’instrument VT
Responsabilité scientifique du télescope robotique C-GFT (Chinese – Ground Follow-up Telescope)
Responsabilité scientifique de l’instrument sol GWAC (Ground Wide Angle Camera)
Responsabilité scientifique du segment sol chinois
Maître d’œuvre du développement du centre d’expertise scientifique chinois CSC (Chinese Science Center)

Institute of High Energy Physics IHEP
Co-responsabilité scientifique de la mission SVOM
Responsabilité scientifique de l’instrument GRM (Gamma Ray Monitor)
Maitre d’œuvre de l’instrument GRM

National Space Science Center NSSC
Maitre d’œuvre du centre de contrôle de la mission SVOM

Xi’an Institute of Optics and Precision Mechanics XIOPM
Maitre d’œuvre du télescope VT (Visible Telescope)

Infos

Auteur : CEA / Irfu
ECLAIRs : Livraison du calculateur modèle de vol

ECLAIRs : Livraison du calculateur modèle de vol

ECLAIRs : Livraison du calculateur modèle de vol

Le modèle de vol de l’UGTS, Unité de Gestion et de Traitement Scientifique, vient d’arriver en salle blanche

Le boitier du calculateur de vol de l’instrument ECLAIRs, l’UGTS (Unité de Gestion et de Traitement Scientifique) vient d’être livré par la société EREMS (Études et réalisations électroniques Développements logiciels). L’UGTS assurera les interfaces électriques et commande / contrôle avec le satellite d’une part et avec la caméra DPIX développée par l’IRAP d’autre part. Équipé d’un logiciel de vol en cours de développement au CEA, il réalisera à bord le traitement des données fournies par la caméra afin de détecter en temps réel la survenue de sursauts gamma.

Réception et contrôle du modèle de vol de l’UGTS en salle Signe-3 au CNES

Réception et contrôle du modèle de vol de l’UGTS en salle Signe-3 au CNES

Après une phase d’appropriation et de test par les équipes AIT (Assemblage, Intégration et Test) du CNES, l’UGTS devrait être connecté à la caméra DPIX d’ici fin octobre.

Modèle de vol de l'UGTS

Modèle de vol de l’UGTS

Infos

Auteur : Philippe Guillemot (CNES)

ECLAIRs à pile et face

ECLAIRs : Intégration du plan de détection modèle de vol terminée, après le côté « face », c’est le côté « pile » qui vient d’être intégré

Après le côté « face » est ses 6400 détecteurs au printemps, c’est maintenant le côté « pile » du plan de détection que les équipes de l’IRAP viennent d’intégrer dans les salles blanches du CNES. Sur le papier, il s’agit d’installer les 8 cartes « interface plateau » qui assurent l’interface entre le plan de détection et les électroniques de lecture. En pratique, il faut surtout vérifier le bon fonctionnement des 3800 points de connexion avec les modules de détection et des 72 harnais permettant de se connecter aux électroniques de lecture. Quand on sait qu’il y a tout juste un an, il a fallu relancer en urgence la fabrication d’un lot de cartes modèle de vol suite au rejet de plusieurs d’entre elles du fait d’un problème en fabrication, c’est un sacré challenge que l’IRAP, accompagné par les experts du CNES, a relevé pour arriver à livrer le plan de détection dans les délais.

ECLAIRs_pile_face

Plan de détection de l’instrument ECLAIRs, côté « face » à gauche et « pile » à droite

L’IRAP prépare maintenant l’intégration des modules électroniques d’alimentation, de configuration et de lecture du plan de détection. Le couplage de l’ensemble et les premiers signaux sont attendus pour la première quinzaine d’octobre.

Infos

Auteur : Philippe Guillemot (CNES)
MXT sous les feux de Panter

MXT sous les feux de Panter

MXT sous les feux de Panter

Les performances de MXT validées après une campagne de test en faisceau X

Une campagne dédiée à la vérification et validation des performances des différents modules (optique, caméra, électronique) du télescope MXT de SVOM vient d’être conduite avec succès à la station de faisceaux à rayons-X Panter située près de Munich. Les résultats valident le concept de l’instrument MXT et engage le projet MXT vers de nouvelles étapes avant son installation sur la plateforme du satellite SVOM en 2021.

Février 2020, les équipes du télescope MXT (CNES, CEA, Université de Leicester-UK, MPE-Garching et IJCLAb-Orsay) se retrouvent au sein de l’installation Panter, située au sud-ouest de Munich. Cet équipement, de renommée mondiale et placé sous la responsabilité du Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE), fournit un faisceau de photons X permettant la caractérisation des télescopes à rayons X. De très nombreuses missions spatiales X, à commencer par le télescope X ROSAT, ont bénéficié des facilités offertes par cet équipement (voir https://www.mpe.mpg.de/heg/panter).

L'équipe MXT célèbre la fin de la campagne de tests de performance à Panter !

L’équipe MXT célèbre la fin de la campagne de tests de performance à Panter !

L’objectif du programme consistait à réaliser un test complet du modèle de performance de MXT. Le télescope, composé du modèle de qualification optique (QM), du modèle de performance de la caméra (PM), avait été intégré au CNES de Toulouse avant son transport à Panter fin janvier 2020. Tous les éléments étaient représentatifs du modèle vol en termes de performances (à l’exception de la distance focale, légèrement plus courte que celle du modèle de vol). Cet étalonnage a permis de valider pour la première fois un système complet de télescope type « Lobster-Eye » dans une configuration à petit champ.

Le modèle de performance du telescope MXT prêt à être intégré au CNES de Toulouse : en haut l'optique MXT, en bas à droite la caméra, et en bas à gauche le tube structurel.

Le modèle de performance du telescope MXT prêt à être intégré au CNES de Toulouse : en haut l’optique MXT, en bas à droite la caméra, et en bas à gauche le tube structurel.

Après la mise en place et la validation de l’environnement thermique, les tests de performance se sont déroulés pendant deux semaines, temps durant lequel les scientifiques et ingénieurs de l’équipe ont testé différents éléments du télescope. 170 runs scientifiques ont été nécessaires afin de répondre aux objectifs scientifiques définis dans le cahier des charges.

Les propriétés de la fonction d’étalement du point MXT (PSF ou résolution spatiale) ont été mesurées à différentes positions et énergies sur toute la gamme opérationnelle de MXT soit 0,2-10 keV.  La FWHM (largeur à mi-hauteur) de la PSF à l’énergie de 1,5 keV a été mesurée à 9,6 minutes d’arc, avec un niveau négligeable de vignettage sur l’ensemble du champ de vision.

A gauche : PSF obtenue avec une source C-K (0,28 keV). A droite : PSF obtenue avec une source Ge-K (9,88 keV).

A gauche : PSF obtenue avec une source C-K (0,28 keV). A droite : PSF obtenue avec une source Ge-K (9,88 keV).

Les tests effectués ont également permis de mesurer la performance spectrale du télescope sur toute sa plage d’énergie. Au cours de ces procédures, la caméra MXT a confirmé être un système à faible bruit avec des capacités spectrales de pointe. À titre d’exemple, un spectre de source Al-K est présenté (voir figure ci-dessous). La résolution en énergie pour les événements uniques mesurés à la température de fonctionnement nominale du MXT (~ -70°C) est de 78 eV, une valeur inférieure à celle exigée (80 eV) et donc prometteuse en termes de potentiel scientifique.

Spectre Al-K (1,49 keV) à événement unique obtenu lors des tests du modèle de performance MXT à Panter.

Spectre Al-K (1,49 keV) à événement unique obtenu lors des tests du modèle de performance MXT à Panter.

La campagne d’essais à Panter de ce Modèle de Performance (PM) est une étape importante dans la validation du concept global du télescope MXT.

Les prochaines étapes pour le télescope MXT sont l’achèvement des sous-systèmes du modèle de vol et leur intégration. Suivront dans environ un an les essais finaux à l’équipement Panter. Le télescope MXT sera ensuite expédié en Chine en vue de son intégration finale sur la plate-forme du satellite SVOM.

Infos

Auteur : CEA - Irfu
Station WISE (Israël) -ISR1

Station WISE (Israël) -ISR1

Station WISE (Israël) -ISR1

MANILLE Image 1

Localisation de la station Wise en Israël – vue globale

          Nom : ISR1

          Localisation : Wise

          Latitude : 30.59

          Longitude: 34.76

          Hébergement : Observatoire astronomique de Wise, dans le désert du Negev, en Israël

          Mise en fonctionnement : 10 septembre 2020

Localisation de la station Wise en Israël

Localisation de la station Wise en Israël

Localisation de la station Wise "vue rapprochée"

Localisation de la station Wise « vue rapprochée »

Cette station a été déployée sur le site de l’observatoire de Wise. L’observatoire sur situe à 200km au sud de Tel Aviv, dans le désert du Negev, à proximité de la ville de Mitzpe Ramon. La station SVOM est installé sur la partie la plus au sud du site.

Vue générale du site de l'observatoire de l'observatoire Wise.

Vue générale du site de l’observatoire de l’observatoire Wise.

L'équipe locale qui a installé la station.

L’équipe locale qui a installé la station.

Cette station peut être configurée pour recevoir les données des satellites météorologique NOAA 18 et NOAA 19. Les images reconstruites permettent de vérifier la qualité du site et repérer d’éventuelles dégradations sur la réception des signaux.

Image reconstituée à partir des données envoyées par le satellite NOAA18.

Image reconstituée à partir des données envoyées par le satellite NOAA18.

 

Station CAP-VERT – CPV2

Station CAP-VERT – CPV2

Station CAP-VERT – CPV2

MANILLE Image 1

Localisation de la station du Cap-Vert – vue globale

          Nom : CPV2

          Localisation : Cap-Vert

          Latitude : 14,92

          Longitude: -23,51

          Hébergement : sur le site du NOSI (DATA CENTER) à Praia

          Mise en fonctionnement : 31 aout 2020

Localisation de la station du Cap-Vert

Localisation de la station du Cap-Vert

Localisation de la station du Cap-Vert, "vue rapprochée"

Localisation de la station du Cap-Vert, « vue rapprochée »

Cette station a été déployée sur le toit du bâtiment du Data Center du NOSI à Praia sur l’ile de Santiago.

La station a été installée sur le toit du Data Center

La station a été installée sur le toit du Data Center

Cette station peut être configurée pour recevoir les données des satellites météorologique NOAA 18 et NOAA 19. Les images reconstruites permettent de vérifier la qualité du site et repérer d’éventuelles dégradations sur la réception des signaux.

Image reconstituée à partir des données envoyées par le satellite NOAA18

Image reconstituée à partir des données envoyées par le satellite NOAA18

 

Station Ascension – SHN1

Station Ascension – SHN1

Station Ascension – SHN1

MANILLE Image 1

Localisation de la station sur l’ile de l’Ascension – vue globale

          Nom : SHN1

          Localisation : ile de l’Ascension dans l’océan Atlantique

          Latitude : -7.92

          Longitude: -14.33

          Hébergement : Site Ariane de l’ESA

          Mise en fonctionnement : 24 aout 2020

Localisation de la station de l'ile de l'Ascension

Localisation de la station de l’ile de l’Ascension

Localisation de la station de l'ile de l'Ascension, vue rapprochée

Localisation de la station de l’ile de l’Ascension, vue rapprochée

Cette station a été installée sur le site Ariane de l’ESA où est installée la station de poursuite lanceur du CNES. Ce site héberge déjà les stations REGINA et DORIS. La station est fixée sur le bâtiment qui abrite le groupe électrogène du site Ariane. Le site Ariane se trouve sur la côte est de l’île.

Vue générale du site

Vue générale du site

La station est fixée au mur du bâtiment abritant les groupes électrogènes.

La station est fixée au mur du bâtiment abritant les groupes électrogènes.

Cette station peut être configurée pour recevoir les données des satellites météorologique NOAA 18 et NOAA 19. Les images reconstruites permettent de vérifier la qualité du site et repérer d’éventuelles dégradations sur la réception des signaux.

mage reconstituée à partir des données envoyées par le satellite NOAA18.

mage reconstituée à partir des données envoyées par le satellite NOAA18.


 

Station HO CHI MINH – VNM2

Station HO CHI MINH – VNM2

Station HO CHI MINH – VNM2

MANILLE Image 1

Localisation de la station du Cap-Vert – vue globale

          Nom : VNM2

          Localisation : périphérie de la ville d’Ho Chi Minh

          Latitude : 11,83

          Longitude: 106,85

          Hébergement : Vietnamese-German University à Binh Duong

          Mise en fonctionnement : 24 aout 2020

Localisation de la station d'Ho Chi Minh

Localisation de la station d’Ho Chi Minh

Localisation de la station d'Ho Chi Minh, "vue rapprochée"

Localisation de la station d’Ho Chi Minh, « vue rapprochée »

Cette station a été déployée sur le campus de la Vietnamese-German University à Binh Duong, en périphérie de la ville d’ Ho Chi Minh City, au Vietnam.

Station déployée sur le toit de l'université

Station déployée sur le toit de l’université à Binh Duong

Cette station peut être configurée pour recevoir les données des satellites météorologique NOAA 18 et NOAA 19. Les images reconstruites permettent de vérifier la qualité du site et repérer d’éventuelles dégradations sur la réception des signaux.

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Image reconstituée à partir des données envoyées par le satellite NOAA18


 

News 2020 juillet – Revue « confinée » de fin de phase C de la mission SVOM

News 2020 juillet – Revue « confinée » de fin de phase C de la mission SVOM

News 2020 juillet – Revue « confinée » de fin de phase C de la mission SVOM

La revue de fin de phase C nommée CDR (Critical Design Review) s’est tenue en visio-conférence du 29 juin au 10 juillet 2020.
Le projet SVOM a été fortement impacté par la pandémie du covid-19. Dès fin janvier les équipes chinoises ont été confinées et les activités de tests à Shanghai sur le modèle de qualification du satellite avec ont été suspendues. Les équipes chinoises ont progressivement repris le travail en mars mais ce fut alors au tour des équipes françaises d’être confinées… Aujourd’hui les activités ont repris dans tous les laboratoires mais les déplacements sont toujours fortement restreints et nous n’envisageons pas de rencontres avant la fin de l’automne, voire début de l’année prochaine.

C’est dans ce contexte particulier que s’est tenue la revue de fin de phase C. Ne pouvant se tenir en présentiel, elle a consisté en une série de visio-conférences réparties sur deux semaines, programmées le matin en France/l’après-midi en Chine. La première semaine fut consacrée aux présentations de l’équipe SVOM et la deuxième dédiée aux questions/réponses entre le groupe de revue et les équipes SVOM.

Photo de groupe de la revue de fin de phase C. La revue s’est tenue en visio-conférence du 30 juin au 11 juillet 2020.

Photo de groupe de la revue de fin de phase C. La revue s’est tenue en visio-conférence du 30 juin au 11 juillet 2020.

L’objectif de cette revue était de vérifier que le système développé pour la mission SVOM répond bien aux exigences scientifiques de la mission. Après ces deux semaines de discussion le groupe de revue n’a pas identifié de problème majeur. L’impact de la pandémie sur le projet dans son ensemble a été évalué et un retard de 5 mois sur le planning initial a été acté. Le lancement de SVOM est maintenant prévu pour début juin 2022.
Une fois la réunion cloturée, le goupe de revue a tenu à féliciter l’équipe SVOM pour le succès de cette phase C et l’encourage à poursuivre en phase D avec le même esprit de coopération.

Rappelons ci-après les différentes phases d’un projet spatial :

• la phase 0 : analyse de mission [mission analysis]
• la phase A : étude de faisabilité (feasibility study), clôturée par la Revue des Exigences Préliminaires (Préliminary Requirement Review)
• la phase B : définition préliminaire (preliminary design), clôturée par la Revue de définition préliminaire (Preliminary Design Review)
• la phase C : définition détaillée (detailed design), clôturée par la revue de définition détaillée (Critical Design Review)
• la phase D : réalisation et qualification
• la phase E : exploitation

Infos

Auteur : CEA-Irfu
Pendant le confinement, l’intégration du plan de détection d’ECLAIRs

Pendant le confinement, l’intégration du plan de détection d’ECLAIRs

Pendant le confinement, l’intégration du plan de détection d’ECLAIRs

Le modèle de vol de l’instrument ECLAIRs commence à prendre forme. Pendant la période de confinement, il y avait peu de monde en salle blanche du CNES et surtout beaucoup de calme. Ce moment a été mis à profit pour par l’équipe de l’IRAP pour réaliser l’intégration des 6400 détecteurs du plan de détection de l’instrument ECLAIRs. Ce sont ainsi 200 modules « XRDPIX » de 32 pixels chacun qui ont été patiemment et minutieusement contrôlés, installés et alignés sur le plateau froid de l’instrument pendant deux semaines. Cette étape couronne plus de 15 ans d’efforts autour de la mise au point, du développement et de la caractérisation de ces modules de détection. Au cours de cette longue période, 14000 détecteurs élémentaires ont été approvisionnés et soigneusement triés, conduisant à la réalisation d’un peu plus de 300 modules XRDPIX et à la sélection des 200 meilleurs qui constituent aujourd’hui le plan de détection du modèle de vol de l’instrument ECLAIRs.

Intégration du dernier des 200 module XRDPIX du plan de détection du modèle de vol de l’instrument ECLAIRs.

Intégration du dernier des 200 module XRDPIX du plan de détection du modèle de vol de l’instrument ECLAIRs.

La prochaine étape consiste maintenant à intégrer, sur l’autre face du plan de détection, les cartes d’interface permettant de venir alimenter et lire les détecteurs. Viendront alors les premiers essais électriques, avant un essai de caractérisation mécanique programmé courant juillet.

« Miroir, mon beau miroir, dis-moi … »

« Miroir, mon beau miroir, dis-moi … »

Infos

Auteur : Philippe Guillemot (CNES)
Station DJIBOUTI – DJ1

Station DJIBOUTI – DJ1

Station DJIBOUTI – DJ1

MANILLE Image 1

Localisation de la station de Djibouti – vue globale

          Nom : DJI1

          Localisation : Djibouti

          Latitude : 11.53

          Longitude: 42,86

          Hébergement : sur le site de l’observatoire de l’Arta

          Mise en fonctionnement : 04 mars 2020

Localisation de la station de Djibouti

Localisation de la station de Djibouti

Localisation de la station de Djibouti "vue rapprochée"

Localisation de la station de Djibouti « vue rapprochée »

Cette station a été déployée sur le site de l’observatoire de l’Arta situé dans la ville du même nom en république de Djibouti .

La station a été installée sur le toit de l'observatoire

La station a été installée sur le toit de l’observatoire

Cette station peut être configurée pour recevoir les données des satellites météorologique NOAA 18 et NOAA 19. Les images reconstruites permettent de vérifier la qualité du site et repérer d’éventuelles dégradations sur la réception des signaux.

Image reconstituée à partir des données envoyées par le satellite NOAA18

Image reconstituée à partir des données envoyées par le satellite NOAA18

 

Infos

Auteur : CEA-Irfu & CNES
Répétition générale pour le satellite SVOM

Répétition générale pour le satellite SVOM

Répétition générale pour le satellite SVOM

Comme une répétition générale pour le satellite SVOM et les instruments français

Depuis le mois de septembre, les équipes chinoises du SECM et française du CNES travaillent ensemble à l’intégration et aux tests en environnement du satellite « modèle de qualification ». Ce modèle de satellite sert à vérifier que tous ses composants s’assemblent correctement et que l’ensemble saura résister aux environnements mécanique, thermique et électrique rencontrés lors du lancement et de la vie en orbite. Il s’agit aussi d’une sorte de répétition générale de l’activité qui sera menée sur le « vrai » satellite modèle de vol, répétition au cours de laquelle tant les procédures que le fonctionnement conjoint des équipes sont rodés. A noter que s’il ne s’agit donc pas du « vrai » modèle de satellite à ce stade, ni des vrais modèles des instruments mais de modèles justes taillés pour valider le comportement mécanique, thermique et électrique global.

L'équipe mixte franco chinoise lors de la campagne d'essais sur le modèle de qualification du satellite, janvier 2020.

L’équipe mixte franco chinoise lors de la campagne d’essais sur le modèle de qualification du satellite, janvier 2020.

Tout commence pour les équipes françaises par l’intégration des télescopes des instruments ECLAIRs et MXT sur le satellite. C’est le moment où on vérifie que ce qui fonctionne en théorie sur ordinateur marche aussi dans la vraie vie. Tel un Tetris, tout doit s’emboiter correctement et les trous doivent tomber en face des trous. La dextérité des équipes d’intégration est largement mise à l’épreuve tant l’espace disponible est réduit et les vis à serrer peu accessibles. Les nerfs sont soumis à rude épreuve et tout le monde pousse un grand ouf de soulagement quand tout tombe à sa place et se fixe.

Vient alors le moment de mettre le satellite sous tension, de vérifier que tout fonctionne et que les différents instruments et sous-systèmes communiquent entre eux. Les équipes électriques et de commande / contrôle prennent le relais des mécaniciens pour jouer des séquences d’essais représentatives de la vie des instruments et du satellite tout au long de la mission. Plusieurs essais de ce type ayant déjà été déroulés, cette phase suscite peu d’inquiétude mais c’est quand même une grande satisfaction de voir que tout se déroule normalement.

Au terme d’un mois d’activités, le satellite est maintenant prêt pour passer les essais en environnement :

  • D’abord des essais électriques dits d’auto compatibilité. Il s’agit de vérifier que les perturbations électriques produites par un équipement ne viennent pas perturber le fonctionnement des autres, en clair de tester que la cohabitation « électrique » se passe bien. Pour les instruments français, ici pas du tout représentatifs en termes de performances, l’objectif est surtout de mieux connaitre l’environnement et les sources de perturbation auquel on sera confronté en vol.
Essais EMC

Essais d’auto compatibilité du satellite SVOM, modèle de qualification (Shanghai)

  • Ensuite des essais thermiques au cours desquels le satellite est installé dans une cuve à vide qui simule vide spatial pour y subir plusieurs cycles de température entre le « cas froid » et le « cas chaud » satellite. Ces essais, déroulés de façon continue sur plusieurs jours, impliquent un fonctionnement en 3 x 8 des équipes. Les prédictions réalisées avant les essais annoncent pour nos instruments des températures au plus froid autour de -70°C et au plus chaud jusqu’à +40°C. Si l’objectif premier est bien de vérifier que les instruments fonctionnent à de telles températures, c’est aussi l’occasion de valider les prédictions de température et les modèles thermiques qui vont avec. Enfin, au terme de 3 semaines sous-vide, tout le monde retient son souffle au moment de l’ouverture de la cuve et de constater que le satellite n’a pas subi de dégradation. Heureusement tout va bien, les essais peuvent donc se poursuivre.
Essais en vide thermique

Essais en vide thermique du satellite SVOM, modèle de qualification (Shanghai)

  • La dernière séquence d’essais est certainement la plus impressionnante puisqu’il s’agit de secouer le satellite dans tous les sens pour vérifier que tout tient. La séquence se déroule en 3 temps. En premier, le satellite, tout comme les instruments avant lui [Voir l’actualité précédente], est installé sur un pot vibrant. Il va être secoué, axe après axe, selon un mouvement sinusoïdal dont on va progressivement faire varier la fréquence, entre quelques hertz et 2000 Hz, et l’amplitude.
Essais de vibrations mécaniques

Essais de vibrations mécaniques du stellite SVOM, modèle de qualification(Shanghai)

  • Ensuite, le satellite est placé dans une chambre acoustique. Il s’agit là de reproduire le bruit, à l’aide d’un ensemble de trompettes géantes, auquel sera soumis le satellite lors du lancement. Nos oreilles n’y resisteraient pas mais le satellite lui passe le test haut la main.
Essai acoustiques

Essai acoustiques du satellite SVOM, modèle de qualification (Shanghai)

  • Vient enfin le temps de vérifier que le satellite résiste aux chocs liés au déploiement des panneaux solaires, quand les boulons qui les retiennent repliés sur le satellite sont sectionnés par des explosifs. Et rien de tel pour cela que de déployer en vrai grandeur un panneau solaire, ce qui permet au passage de vérifier le bon fonctionnement du déploiement.

 

Après 5 mois d’activités en Chine, le satellite et ses instruments ont passé avec brio tous les essais auxquels ils ont été soumis. Il est temps de faire une pause, et pour les équipes françaises qui se sont relayées sans relâche depuis début septembre de souffler un peu. Le rendez-vous suivant est fixé début février avec les équipes chinoises pour des derniers essais électriques. Malheureusement, l’actualité en Chine en a décidé autrement, nous contraignant à repousser cette dernière séquence. Mais ce n’est que partie remise.

Infos

Auteur : Philippe Guillemot (CNES)
Station MANILLE-PHL1

Station MANILLE-PHL1

Station MANILLE-PHL1

MANILLE Image 1

Localisation de la station de Manille – vue globale

          Nom : PHL1

          Localisation : Manille – Philippines

          Latitude : 14.53

          Longitude: 121.04

          Hébergement : sur le site de Geodesy Division Mapping and Geodesy Branch

          Mise en fonctionnement : 22 Janvier 2020

MANILLE Image 2

Localisation de la station de Manille – vue rapprochée

Localisation dd la station de Manille "vue rapprochée"

Localisation de la station de Manille « vue rapprochée ».

Cette station a été déployée sur le toit d’un bâtiment de la NAMRIA – National Mapping and Resource Information Authority dans la ville de Manille.

Station installée à Manille.

Station installée à Manille.

Cette station peut être configurée pour recevoir les données des satellites météorologique NOAA 18 et NOAA 19. Les images reconstruites permettent de vérifier la qualité du site et repérer d’éventuelles dégradations sur la réception des signaux.

Image en infrarouge reconstituée à partir des données envoyées par le satellite NOAA19

Image en infrarouge reconstituée à partir des données envoyées par le satellite NOAA19

 

Station LA REUNION-REU1

Station LA REUNION-REU1

Station LA REUNION-REU1

LA REUNION Image 1

Localisation de la station de La Réunion – vue globale

          Nom : REU1

          Localisation : La Réunion – océan Indien

          Latitude : -21.2

          Longitude: 55.57

          Hébergement : Observatoire volcanologique du Piton de la Fournaise

          Mise en fonctionnement : 22 Janvier 2020

LA REUNION Image 2

Localisation de la station de La Réunion – vue rapprochée

La station de La Réunion est située sur un bâtiment de l’observatoire du Piton de la Fournaise, l’un des volcans les plus actifs de la planète, culminant à 2632m. D’une superficie de 2 512 km2, cette île est située dans l’archipel des Mascareignes à 172 km à l’ouest-sud-ouest de l’île Maurice et à 679 km à l’est-sud-est de Madagascar.

LA REUNION Image 3

Localisation de la station de La Réunion – vue rapprochée

LA REUNION Image 4

Station installée à La Réunion

Actuellement cette station est configurée pour recevoir les données du satellite météorologique NOAA 19. Les images reconstruites permettent de vérifier la qualité du site et repérer d’éventuelles dégradations sur la réception des signaux.

LA REUNION Image 5

Image recontituée en infrarouge à partir des données envoyées par le satellite NOAA 19

Station AMSTERDAM-ATF1

Station AMSTERDAM-ATF1

Station AMSTERDAM-ATF1

Amsterdam Image 1

Localisation de la station d’Amsterdam – vue globale

          Nom : ATF1

          Localisation : Ile d’Amsterdam – Océan Indien

          Latitude : -37.79

          Longitude: 77.57

          Hébergement : Bâtiment GEOPHY

          Mise en fonctionnement : 17 Janvier 2020

Amsterdam Image 2

Localisation de la station d’Amsterdam – vue rapprochée

L’île d’Amsterdam est une île française située dans le Centre de l’océan Indien, à 1368 km au nord-nord-est des îles Kerguelen et à 2713 km au sud-est de l’île Maurice. Elle forme avec l’île Saint-Paul, distante de 91 km plus au sud, le district des îles Saint-Paul et Nouvelle-Amsterdam, l’un des cinq districts des Terres australes et antarctiques françaises. C’est la station la moins accessible du réseau: environ 20 personnes vivent sur l’île d’Amsterdam pendant l’hiver austral et 40 en été.

AMSTERDAM Image 2

Localisation de la station d’Amsterdam – vue rapprochée

AMSTERDAM Image 3

Station installée à Amsterdam

Actuellement cette station est configurée pour recevoir les données du satellite météorologique NOAA 19. Les images reconstruites permettent de vérifier la qualité du site et repérer d’éventuelles dégradations sur la réception des signaux.

AMSTERDAM Image 4

Image recontituée en infrarouge à partir des données envoyées par le satellite NOAA 19

Station SONGKHLA-THA2

Station SONGKHLA-THA2

Station SONGKHLA-THA2

Songkhla Image 1

Localisation de la station de Songkhla – vue globale

         Nom : THA2

         Localisation : Songkhla – Thaïlande

         Latitude : 7.16

         Longitude: 100.61

         Hébergement : Observatoire astronomique régional

         Mise en fonctionnement : 15 Janvier 2020

Songkhla Image 2

Localisation de la station de Songkhla – vue rapprochée

Songkhla est une ville de la région sud de la Thaïlande, capitale de la province de Songkhla. C’est un des ports les plus importants de l’Est de la péninsule Malaise. La station est installée sur le site de l’observatoire astronomique régional (Regional Observatory for the Public) qui est la propriété du National Astronomical Research Institute of Thailand (NARIT).

THAILANDE Image 3

Station installée à Songkhla

Actuellement cette station est configurée pour recevoir les données du satellite NOAA 19. Les images reconstruites permettent de vérifier la qualité du site et repérer d’éventuelles dégradations sur la réception des signaux.

Essais d’environnement pour MXT et ECLAIRs

Essais d’environnement pour MXT et ECLAIRs

Essais d’environnement pour MXT et ECLAIRs

Dernière ligne droite avant la livraison des télescopes STM de la charge utile française de SVOM

C’est la dernière étape pour nos modèles avant la livraison en Chine, les équipes du CNES viennent de procéder aux essais en environnement de 2 modèles des télescopes des instruments ECLAIRs et MXT. L’objectif de ces essais est de « qualifier » (démontrer) avec une marge suffisante, la capacité des télescopes à résister aux conditions du lancement puis à l’hostile environnement spatial tout au long de la mission.

Il ne s’agit pas ici, pour ces essais, de tester les équipements de vol mais des modèles simplifiés, représentatifs mécaniquement et thermiquement des futurs instruments. On parle de modèles STM pour Structural and Thermal Model ou Modèle Structural et Thermique. Ces modèles STM sont définis de façon à reproduire fidèlement les comportements mécaniques (mêmes interfaces, même masse, mêmes procédés de fabrication, mêmes matériaux) et thermiques (même dissipation de puissance, mêmes fuites thermiques) des instruments de vol. Par contre, ils ne sont équipés ni des détecteurs ni des sous-systèmes électroniques.

Les essais de chaque télescope se sont déroulés en 3 temps :

  • Des essais mécaniques en vibration : le télescope est installé sur un « pot vibrant », sorte de gros haut-parleur qui va secouer énergiquement l’instrument dans des directions diverses et à des fréquences d’oscillation différentes. Deux types de sollicitations sont appliquées, des sollicitations sinusoïdales et des sollicitations aléatoires. L’essais sinusoïdal sert surtout à quantifier le comportement et la résistance de l’instrument et à confirmer les résultats de simulations. Ici le mouvement appliqué à l’instrument prend la forme d’une oscillation dont la fréquence augmente avec le temps et dont l’amplitude est calculée de façon à reproduire les efforts auxquels l’instrument devra pouvoir résister. L’essais aléatoire se veut lui beaucoup plus représentatif de ce que verra l’instrument au moment du lancement.
  • Des essais mécaniques en chocs : l’instrument est installé sur une « table de chocs » équipée de dispositifs pyrotechniques. Ces dispositifs sont des sortes de canons miniatures. La mise à feu d’une petite charge explosive propulse une masse métallique qui vient cogner sur la table. La charge et la masse métallique sont dimensionnées de façon à obtenir un choc représentatif de ce que doit supporter l’instrument, par exemple lors de la séparation d’avec le lanceur ou lors de l’ouverture des panneaux solaires.
  • Des essais en vide thermique : le télescope est ici installé dans une cuve à l’intérieur de laquelle est réalisé le vide. Divers dispositifs, des écrans refroidis à l’azote liquides et des réchauffeurs électriques, permettent alors de soumettre l’instrument aux températures les plus extrêmes, chaudes ou froides, auxquelles il sera confronté en orbite.

Les niveaux de stress appliqués aux instruments lors de ces essais sont volontairement plus importants que ceux qui seront vus en vol. Cela permet de couvrir tout à la fois les incertitudes sur la connaissance de l’environnement mécanique et thermique vu tout au long de la mission et les écarts de fabrication entre les modèles STM et les modèles de vol.

Les essais en environnement des télescopes STM des instruments ECLAIRs et MXT se sont déroulés chez Airbus Defence & Space, qui dispose sur un même plateau technique de l’ensemble des moyens nécessaires. Une équipe CNES composée de 30 personnes s’est mobilisée cet été en jonglant avec la disponibilité des moyens de test afin d’être prêt pour le rendez-vous fixé avec nos partenaires chinois. Les efforts de chacun ont permis d’atteindre tous les objectifs fixés et de livrer les équipements dans les temps.

Modèle Structural et Thermique du télescope ECLAIRs

Modèle Structural et Thermique du télescope MXT

 

Infos

Auteur : Ph. Guillemot (CNES)
Station SAINTE-HELENE-SHN2

Station SAINTE-HELENE-SHN2

Station SAINTE-HELENE-SHN2

Sainte-Hélène Image 1

Localisation de la station de Sainte-Hélène – vue globale

          Nom : SHN2

          Localisation : Sainte-Hélène – Océan Atlantique

          Latitude : -15.9425

          Longitude: -5.6672

          Hébergement : St Helena Met Office

          Mise en fonctionnement : 12 Novembre 2019

Sainte-Hélène Image 2

Localisation de la station de Sainte-Hélène – vue rapprochée

La station de Sainte-Hélène est située à l’Est de l’île, près de la ville de Longwood. L’île de Sainte-Hélène est une île britannique de 122 km² sur laquelle vivent moins de 5000 habitants. Elle est située à 1856 km de la côte africaine et à 3286 km de la côte sud-américaine.

SAINTE-HELENE Image 2

Localisation de la station de Sainte-Hélène – vue rapprochée

SAINTE-HELENE Image 3

Station installée à Sainte-Hélène

Actuellement cette station est configurée pour recevoir les données du satellite météorologique NOAA 19. Les images reconstruites permettent de vérifier la qualité du site et repérer d’éventuelles dégradations sur la réception des signaux.

SAINTE-HELENE Image 4

Image reconstituée en infrarouge à partir des données envoyées par le satellite NOAA 19

Premiers résultats de la mission SVOM avant son lancement !

Premiers résultats de la mission SVOM avant son lancement !

Suivi en lumière visible d'ondes gravitionnelles

Premiers résultats de la mission SVOM avant son lancement !

Suivi en lumière visible d’ondes gravitationnelles

Les premiers résultats de la mission spatiale SVOM (pour Space-based multi-band astronomical Variable Objects Monitor) viennent de tomber avant même le lancement prévu fin 2021. Comment est-ce possible ? Tout simplement parce que cette mission franco-chinoise ambitieuse, qui a pour l’objet l’étude des sursauts de rayons gamma de l’Univers, met également au point un réseau de caméras au sol capable de détecter l’émission de lumière visible qui suit le déclenchement de ces sursauts, les plus violentes explosions connues. Ce réseau baptisé GWAC (pour Ground-based Wide Angle Camera ou Caméra sol à grand champ) est déjà en opération à l’observatoire Xinglong au Nord-est de Pékin (Chine). Sa version de test, baptisé Mini-GWAC, a conclu avec succès une première campagne de surveillance et de suivi en temps réel des sources d’ondes gravitationnelles découvertes par les installations LIGO (USA) et Virgo (Italie). Ces résultats sont en cours de publication dans la revue Research in Astronomy and Astrophysics.

Voir l’écho lumineux d’une onde gravitationnelle

L’équipe SVOM vient de publier les résultats du suivi de l’instrument Mini-GWAC durant la deuxième séquence de détection d’ondes gravitationnelles (run O2) par LIGO et Virgo qui s’est déroulée de Novembre 2016 à Aout 2017. Pas moins de 14 évènements potentiels ont été publiés par LIGO dans cet interval dont huit ont pu être suivis par Mini-GWAC. Six événements ont été par la suite rétractés par LIGO.
Mais pour deux d’entre eux, les plus spectaculaires, GW170104 et GW170608, qui ont été confirmés comme résultant de la fusion de deux trous noirs, le suivi optique a remarquablement fonctionné. Dans le cas de GW170104 (pour Gravitational Wave du 04 Janvier 2017), ce sont deux trous noirs de masse environ 20 et 30 fois celle du Soleil qui ont fusionné. Mini-GWAC a pu fournir des données à peine un peu plus de 2 heures après le déclenchement de l’alerte et pendant 10 heures, et couvrir 62% de la boite d’erreur. Pour GW170608 (8 juin 2018), près de 20% de la région a été couverte. Dans les deux cas, aucune émission visible n’a été détectée, jusqu’à une magnitude d’environ mv=12.

Onde gravitationnelle GW170104

A gauche : Vue d’artiste de la fusion de deux trous noirs produisant une onde gravitationnelle. A droite : Carte d’exposition de SVOM/Mini-GWAC (rectangles en couleur jaune) couvrant la boite d’erreur de l’onde GW170104. L’échelle de couleur est une représentation de la probabilité de la position de la source à l’origine du signal d’onde gravitationnelle détectée par LIGO. Crédit@SVOM

Dispositif d’alerte pour SVOM

La version  finale de l’installation GWAC qui a été mise en service fin 2017 à l’observatoire Xinglong (Chine) est désormais capable de suivre les alertes d’ondes gravitationnelles jusqu’à une magnitude visible mv=16, plus de 40 fois plus faible que la version test.
Dans certains cas, l’émission d’ondes gravitationnelles s’accompagne également de sursauts gamma qui seront également détectés par les instruments de la mission spatiale SVOM [1]. L’ensemble du dispositif est donc prêt et capable de détecter la contrepartie visible de ces événements avant même le lancement de la mission SVOM.

[1] SVOM (www.svom.fr) est une mission franco-chinoise pour l’observation des sursauts de rayons gamma de l’Univers dont le lancement est actuellement prévu pour fin 2021.
[2] GWAC est une des composantes de la mission SVOM qui comporte par ailleurs 4 instruments (ECLAIRs, MXT, GRM et VT)* qui seront embarqués sur le satellite SVOM. GWAC a pour but de compléter depuis le sol l’étude et l’identification des sursauts gamma détectés à bord du satellite.
GWAC est composé de 10 montures portant chacune 4 caméras de 18 cm de diamètre et couvrant ainsi un champ de vue d’environ 5000 degrés carrés. Chacune des 40 caméras est équipée d’un CCD 4096×4096 E2V fonctionnant dans la bande de longueurs d’onde de 0,5 à 0,85 µm avec un champ de vue (FoV) de 150 deg². GWAC fournit des localisations de sources jusqu’à une magnitude visible mv=16 avec une précision de 11 secondes d’arc (pour une d’exposition de 10 s).
La version de test Mini-GWAC était constituée d’un système de six montures, chacune équipée de deux caméras (Canon 85 / f1.2).

GWAC Xinglong

Déploiement des montures robotiques GWAC à l’observatoire de Xinglong (Chine) pour la recherche de contreparties en lumière visible des sursauts gamma et ondes gravitationnelles. Chaque monture porte 4 caméras de 18 cm de diamètre et a un champ de vue d’environ 500 degrés carrés. L’ensemble complet GWAC couvre un champ de vue total 5000 degrés carrés. Crédits NAOC/SVOM


Publication :

« The mini-GWAC optical follow-up of the gravitational wave alerts.
Results from the O2 campaign and prospects for the upcoming O3 run
. »
D. Turpin et al., Research in Astron. Astrophys. (sous presse), 2019, voir  l’article en (PDF)

Infos

Publié le 7-oct-2019
Auteur : bobi

Pierre Mandrou (1944-2019)

La famille SVOM est en deuil

Pierre au Palais d’été, Beijing

Pierre au Palais d’été, Beijing

Notre ami et collègue Pierre Mandrou, astrophysicien au CESR puis à l’IRAP s’est éteint parmi les siens mercredi 27 septembre à l’âge de 75 ans, au terme d’une lutte lucide et courageuse contre la maladie.
Pierre a été un exceptionnel scientifique instrumentaliste dans l’une des spécialités scientifiques et techniques fétiches à l’IRAP, celle de l’astronomie gamma spatiale.
Dès 1970, avec ses collègues et amis du CEA-Saclay, il a travaillé à la mise au point de détecteurs gamma ‘spatialisés’. Il a notamment été le co-responsable scientifique du télescope spatial SIGMA du CNES embarqué sur le satellite soviétique GRANAT. Cette mission pionnière, a permis d’obtenir la première cartographie à haute sensibilité et résolution angulaire du ciel entre 20 et 2000 keV, conduisant à la découverte du ‘grand annihilateur’ au centre de notre galaxie. Il travaillera ensuite comme ‘Instrument Scientist’ du télescope SPI du CNES sur le satellite INTEGRAL de l’ESA, un autre formidable succès, couronné récemment pas la détection du sursaut court associé à la source d’ondes gravitationnelles GW170817.
Ces dernières années, il consacrera son énergie à notre projet SVOM, dont il était conseiller scientifique. On lui doit de nombreuses contributions comme l’étude de l’impact de l’anomalie sud-atlantique sur les instruments ou la définition de la stratégie de pointage de la mission. Mais pour la famille SVOM, Pierre restera surtout comme le père du télescope ECLAIRs. C’est lui qui a spécifié scientifiquement cet instrument, qui l’a dimensionné et qui en a défini les contours.
Pour tous ceux qui ont eu la chance de travailler avec lui, Pierre fut et restera un exemple. Nous garderons de lui sa présence physique, sa voix chaleureuse, sa gaité communicative et sa grande générosité.
Les nombreux témoignages de soutien que nous avons reçus attestent du rayonnement de Pierre au sein de notre communauté et de la sympathie qu’il suscitait.

Infos

Auteur : B. Cordier on behalf the SVOM collaboration
Station LIBREVILLE-GAB1

Station LIBREVILLE-GAB1

Station LIBREVILLE-GAB1

Libreville Image 1

Localisation de la station de Libreville – vue globale

          Nom : GAB1

          Localisation : Libreville – Gabon

          Latitude : 0.3554

          Longitude: 9.4496

          Hébergement : Station télémesure aval Ariane

          Mise en fonctionnement : 22 Août 2019

Libreville Image 2

Localisation de la station de Libreville – vue rapprochée

La station de Libreville est située à N’Koltang au Gabon à 40 km de l’aéroport de Libreville. Elle est installée sur un site s’intégrant dans un réseau de stations aval de télémétrie de l’ESA, exploité notamment pour le suivi des lanceurs Ariane, Vega et Soyouz.

LIBREVILLE Image 2

Localisation de la station de Libreville – vue rapprochée

LIBREVILLE Image 3

Station installée à Libreville

Actuellement cette station est configurée pour recevoir les données du satellite NOAA 18. Les images reconstruites permettent de vérifier la qualité du site et repérer d’éventuelles dégradations sur la réception des signaux.

LIBREVILLE Image 4

Image reconstituée en infrarouge à partir des données envoyées par le satellite NOAA 19

Station SANTA-MARIA-PRT1

Station SANTA-MARIA-PRT1

Station SANTA-MARIA-PRT1

Santa-Maria Image 1

Localisation de la station de Santa-Maria – vue globale

          Nom : PRT1

          Localisation : Santa-Maria – Açores

          Latitude : 36.9858

          Longitude: -25.1262

          Hébergement : Site de Estação Geodésica Fundamental RAEGE

          Mise en fonctionnement : 24 Juillet 2019

Santa-Maria Image 2

Localisation de la station de Santa-Maria – vue rapprochée

La station de Santa-Maria est située sur le toit de la station RAEGE (Red Atlantica de Estaciones Geodinamicas y Espaciales) dans le centre de l’île au nord de l’aéroport. Cette île de 97 km² fait partie de l’archipel portugais des Açores. Elle est habitée par environ 5500 personnes et se situe à 1450 km à l’ouest de Lisbonne.

ACORES Image 2

Localisation de la station de Santa-Maria – vue rapprochée

ACORES Image 3

Station installée à Santa-Maria

Actuellement cette station est configurée pour recevoir les données du satellite météorologique NOAA 19. Les images reconstruites permettent de vérifier la qualité du site et repérer d’éventuelles dégradations sur la réception des signaux.

ACORES Image 4

Image reconstituée en infrarouge à partir des données envoyées par le satellite NOAA 19

Station ATHENES-GRC1

Station ATHENES-GRC1

Station ATHENES-GRC1

ATHENES Image 1

Localisation de la station de Athènes – vue globale

          Nom : GRC1

          Localisation : Athènes – Grèce

          Latitude : 37.9751

          Longitude: 23.7799

          Hébergement : Toit du site de National Technical University of Athens

          Mise en fonctionnement : 24 Juin 2019

La station d’Athènes est située dans le centre-ville, plus précisément dans le quartier de Zográfou. Elle est relativement proche (4 km) d’un champ d’antennes d’émission FM pouvant générer des perturbations.

ATHENES Image 2

Localisation de la station d’Athènes – vue rapprochée

ATHENES Image 2

Localisation de la station d’Athènes – vue rapprochée

ATHENES Image 3

Station installée à Athènes

Actuellement cette station est configurée pour recevoir les données du satellite NOAA 19. Les images reconstruites permettent de vérifier la qualité du site et repérer d’éventuelles dégradations sur la réception des signaux.

ATHENES Image 4

Image reconstituée en infrarouge à partir des données envoyées par le satellite NOAA 19

Station KOUROU-GUF1

Station KOUROU-GUF1

Station KOUROU-GUF1

Kourou Image 1

Localisation de la station de Kourou – vue globale

          Nom : GUF1

          Localisation : Kourou – Guyane Française

          Latitude : 5.1714

          Longitude: -52.68

          Hébergement : Bâtiment Mercure sur le Centre Spatial Guyannais (CSG)

          Mise en fonctionnement : 16 Mai 2019

Kourou Image 2

Localisation de la station de Kourou – vue rapprochée

La station de Kourou est située sur le Centre technique du CSG. Ce centre, géré conjointement par le CNES qui en est le propriétaire, l’ESA et Arianespace se situe à 80 km de l’aéroport de Cayenne.

KOUROU Image 2

Localisation de la station de Kourou – vue rapprochée

KOUROU Image 3

Station installée à Kourou

Actuellement cette station est configurée pour recevoir les données du satellite NOAA 19. Les images reconstruites permettent de vérifier la qualité du site et repérer d’éventuelles dégradations sur la réception des signaux.

KOUROU Image 4

Image reconstituée en infrarouge à partir des données envoyées par le satellite NOAA 19

Station HBK-ZAF1

Station HBK-ZAF1

Station HBK-ZAF1

HBK Image 1

Localisation de la station de HBK – vue globale

          Nom : ZAF1

          Localisation : Hartebeesthoek (HBK) – Afrique du Sud

          Latitude : -25.8872

          Longitude: 27.7075

          Hébergement : Site de SANSA (South African National Space Agency)

          Mise en fonctionnement : 26 Avril 2019

HBK Image 2

Localisation de la station de HBK – vue rapprochée

La station de HBK est située sur le site de SANSA en Afrique du Sud à 100 km de l’aéroport de Johannesburg.

HBK Image 2

Localisation de la station de HBK

HBK Image 3

Station installée à HBK

Actuellement cette station est configurée pour recevoir les données du satellite météorologique NOAA 19. Les images reconstruites permettent de vérifier la qualité du site et repérer d’éventuelles dégradations sur la réception des signaux.

HBK Image 4

Image reconstituée en infrarouge à partir des données envoyées par le satellite NOAA 19

News 2019 Avril – les calculateurs d’ECLAIRs et de MXT se connectent avec le satellite SVOM pour la première fois

News 2019 Avril – les calculateurs d’ECLAIRs et de MXT se connectent avec le satellite SVOM pour la première fois

News 2019 Avril – les calculateurs d’ECLAIRs et de MXT se connectent avec le satellite SVOM pour la première fois

Catégorie : Nouvelles du projet

De mi-février à mi-mars 2019, les équipes Chinoises et Françaises du projet SVOM ont procédé au premier couplage des calculateurs des instruments ECLAIRs et MXT avec le satellite SVOM. L’objectif de ces essais était de valider les interfaces électriques entre les équipements français et le reste du satellite.
Côté français, les calculateur d’ECLAIRs et de MXT sont représentés par leurs modèles d’Ingénierie et de Qualification (EQM). Ces modèles sont, pour leur partie matérielle, pleinement représentatifs des futurs modèles de vol. Par contre, la partie logicielle est limitée à la partie commande / contrôle en interface avec le satellite. A ce stade, aucune science n’est implantée dans les calculateurs. Côté chinois, le satellite est représenté par l’ensemble des boitiers électroniques des différents équipements de la plateforme et de la charge utile, le tout assemblé sur une table, en configuration « Flat Sat ».

Figure 1: Flat Sat M SVOM avec les boitiers d’ECLAIRs (à gauche) et de MXT(à droite)

Flat Sat SVOM avec les boitiers d’ECLAIRs (à gauche) et de MXT(à droite)

La séquence d’essais s’est déroulée en 2 temps. Dans une première phase, les équipes ont procédé au couplage électrique des calculateurs avec le reste du Flat Sat. Il s’agit au cours de cette étape de vérifier l’ensemble des connecteurs, harnais et signaux électriques avant de procéder progressivement à la connexion des alimentations puis des différents canaux de communication. Au terme de cette première phase, les calculateurs français sont connectés au satellite, alimentés par lui et sont capables de communiquer avec le calculateur de la charge utile. La seconde phase peut commencer. Il s’agit de procéder à la validation du bon fonctionnement de l’ensemble de la charge utile. Plusieurs séquences d’essais sont réalisées, pour valider les différents canaux de communication (télémesure, télécommandes et messages d’alerte) et la programmation opérationnelle (séquence d’alerte, gestion des instruments, gestion de l’Anomalie Sud Atlantique, gestion des tables de configuration).
Ce premier rendez-vous entre matériel chinois et français a aussi été l’occasion de réaliser un montage à blanc des boitiers français sur le futur modèle de satellite utilisé pour réaliser la qualification de SVOM. Cela a permis de confirmer que les trous tombent en face des trous et que tout se montait convenablement.

Installation du boitier MXT sur le mur +Y du module charge utile QM de SVOM

Installation du boitier MXT sur le mur +Y du module charge utile QM de SVOM

 

Installation du boitier ECLAIRs sur le mur –Y du module charge utile QM de SVOM

Installation du boitier ECLAIRs sur le mur –Y du module charge utile QM de SVOM

 

Module Charge Utile QM SVOM avec le boitier MXT (en haut à gauche) et ECLAIRs (en bas à droite)

Module Charge Utile QM SVOM avec le boitier MXT (en haut à gauche) et ECLAIRs (en bas à droite)

Au terme d’un mois d’activité, le bilan de cette première campagne d’activités franco-chinoise est très positif. Du point de vue technique, tous les objectifs ont été atteints. Sur un plan plus humain, ces premières activités ont permis de définir une base commune de travail ménageant les cultures des 2 équipes, dans un esprit toujours positif et constructif.

Equpe d'intégration franco-chinoise au pied du Module Charge Utile QM

Equipe d’intégration franco-chinoise au pied du Module Charge Utile QM

 

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Passage de témoin à Shanghai entre les deux équipes d’intégration françaises

Rendez-vous maintenant au début de l’été pour poursuivre les activités avec l’arrivée des modèles mécaniques et thermiques des 2 instruments ECLAIRs et MXT, leur intégration sur le satellite et la campagne de tests en environnement.

Infos

Auteur : Ph. Guillemot (CNES)
Regard sur le passé : Ciel immuable et ciel transitoire

Regard sur le passé : Ciel immuable et ciel transitoire

Regard sur le passé : Ciel immuable et ciel transitoire

La réunion de deux visions du monde

Dans le passé, l’Europe et la Chine ont eu deux visions radicalement différentes du cosmos. Alors que la première a longtemps pensé le ciel fixe et immuable ne révélant qu’une perfection muette, la deuxième a au contraire traqué sans relâche les moindres changements célestes, parfois des phénomènes presque imperceptibles, trahis seulement par d’infimes manifestations. Ciel immuable ou ciel transitoire sont donc restés longtemps deux visions opposées. Aujourd’hui le ciel transitoire est devenu une source d’information irremplaçable pour les astrophysiciens et la Chine et l’Europe s’associent pour percer les secrets de ce monde en constant bouleversement où certains cataclysmes peuvent se dérouler en quelques fractions de secondes seulement.

La mission spatiale SVOM (pour Space-based multi-band astronomical Variable Objects Monitor ou Moniteur spatial multi-longueurs d’onde d’objets astronomiques variables), qui doit être lancée en 2021, sera la deuxième mission scientifique sino-française à partir de l’espace après le lancement de CFOSAT (China-France Oceanography SATellite) le 29 octobre 2018. Elle a pour but de détecter la fin de vie brutale des toutes premières étoiles, situées aux confins de l’Univers et contribuer également à localiser des phénomènes cosmiques surpuissants générés par la fusion d’astres compacts. Un tribut incontestable rendu ainsi à la longue tradition chinoise.

Ciel immuable et ciel transitoire

L’Europe, et plus largement le bassin méditerranéen, a majoritairement reçu sa tradition astronomique du monde antique des Grecs. A partir d’une observation souvent très limitée et superficielle des cieux, les penseurs grecs anciens avaient imaginé un monde cosmique séparé en deux domaines distincts. D’une part, le monde sub-lunaire proche de la Terre où étaient cantonnés tous les phénomènes cosmiques changeants (météores, comètes,..) et d’autre part le monde supra-lunaire où orbitaient en cercles parfaits les astres errants que sont les planètes. Ce monde était lui-même entièrement contenu dans une dernière sphère céleste, la sphère des fixes, immuable et éternelle qui portait les étoiles. Dans cette vision hautement idéalisée, il était donc impossible de penser découvrir quelque changement que ce soit dans cette dernière sphère étoilée, qui, selon l’expérience commune, semblait effectivement largement imperturbable.

Après l’effondrement de la culture grecque classique au début de l’ère moderne, cette même vision idéalisé a été reprise par les deux religions monothéistes, le christianisme et l’islam, qui allaient tour à tour se développer. Cette fois-ci, le caractère parfait et immuable des cieux n’était plus une simple vision esthétique issue de penseurs-philosophes mais devenait une prescription religieuse stricte qui entendait décrire ainsi la perfection du grand Créateur. Relever des éléments qui pouvaient mettre en question cette perfection cosmique devenait alors une opposition frontale aux puissance religieuses qui dominaient également le monde politique de l’époque. Ce dogme religieux a ainsi agit pendant près de 1500 ans comme une chape de plomb sur la science astronomique en Europe.

représentation des sphères célestes

La conception du ciel parfait et immuable en Europe pendant plus de 1500 ans est symbolisée par cette représentation des sphères célestes réalisée en 1549 par le mathématicien-astronome français Oronce Fine. Dans cette conception de l’univers, la Terre est au centre et chaque sphère porte les différentes planètes et le Soleil. La dernière sphère est celle des étoiles qui reste totalement inaltérée.

Par contraste d’autres partie du monde n’ont pas subi cette censure religieuse et dans le cas de la Chine ce fut au contraire le pouvoir politique lui-même qui favorisa depuis la nuit des temps, l’examen profond du ciel changeant, scrutant de façon permanente la voute céleste à la recherche de phénomènes transitoires
De façon prémonitoire, la Chine est la civilisation qui a accordé le plus d’importance aux changements des cieux. A l’origine de cette quête, le souci permanent de conserver l’harmonie entre le Terre et le Ciel. Les deux mondes terrestre et céleste étaient vus comme deux mondes complémentaires en constante interaction et toute rupture d’équilibre dans le ciel annonçait une rupture similaire sur Terre qu’il convenait d’identifier. Dans cette vision du Ciel comme miroir de la Terre, le rôle principal était dévolu au souverain lui-même, dénommé « fils du Ciel » (Tianzi), car sa responsabilité essentielle était de garantir cette harmonie Terre-Ciel. L’empereur chinois ne recevait pas son mandat et sa légitimité d’une simple lignée familiale ou même d’une conquête mais il devait avant tout justifier d’un « mandat céleste » (Tianming) qui lui était accordé s’il parvenait à prévoir et anticiper les phénomènes astronomiques. En ce sens, la Chine est le seul pays au Monde à avoir ériger l’astronomie au rang de science d’état.

représentation du ciel en Chine ancienne

La représentation du ciel en Chine ancienne place l’empereur céleste au centre, à la position du pôle céleste. Le Ciel chinois est divisé en cinq palais : le palais central autour du pôle Nord et les 4 palais le long de l’équateur céleste correspondant aux quatre directions géographiques, associées aux quatre animaux mythiques. Les nombreuses constellations (plus de 300) sont toutes associées à des éléments de l’empire. Le Ciel est conçu comme un miroir de l’Empire terrestre. © N. Mistry/O. Hodasava

Sur ordre de l’empereur et du pouvoir central, tout ce qui était en mesure de troubler l’harmonie des cieux était traqué, découvert et interprété. Des corps entiers d’astronomes et d’astrologues étaient mobilisés nuit après nuit dans des observatoires astronomiques impériaux regroupant des centaines de personnes (observateurs, gardiens du temps et des clepsydres, spécialistes du calendrier, mathématiciens,..) qui n’avaient rien à envier à nos grands instituts scientifiques modernes.
Dès le début des Hans, au deuxième siècle avant l’ère commune, le cahier des charges était clairement établi et il nous est rapporté par le grand historien-astronome de la Chine antique, Sima Qian, dans son ouvrage encyclopédique « les Mémoires historiques » : « Si dans tout le cycle du commencement à la fin et de l’antiquité aux temps modernes on a observé profondément les changements qui se produisent à époques fixes et si on en a examiné les détails et l’ensemble, alors la science des Gouverneurs du Ciel est complète. » Shiji, Mémoires historiques de l’historien astronome Sima Qian (l’an 109 à 91 BCE).

historien et astronome Sima Qian

L’historien et astronome Sima Qian (de -144 à -85), auteur de la première grande encyclopédie historique chinoise.

Cette organisation sans faille, qui a couvert plus de quarante siècles de civilisation chinoise, a fourni au monde des découvertes astronomiques fondamentales souvent encore largement minorées.
L’existence de taches à la surface du Soleil a été ainsi clairement établie dès la dynastie des Hans (206 BCE à 220 CE) alors que leur découverte en Europe est attribuée à Galilée (1613 CE). De façon plus spectaculaire encore, la première mention d’une explosion d’étoile, se traduisant par l’apparition transitoire d’une nouvelle étoile (novae ou supernovae), semble attestée en Chine dès le quinzième siècle avant l’ère commune et des catalogues et compte-rendus précis de ces évènements spectaculaires sont disponibles dès la période des Han. En Europe, la première description de tels phénomènes ne sera donnée que par l’astronome danois Tycho Brahé en 1573.

un des compte-rendus de la dynastie des Song décrivant l'apparition de la supernova du Crabe

L’un des compte-rendus de la dynastie des Song décrivant l’apparition de la supernova du Crabe. Le texte est tiré de la chronique « Essentiel de l’Histoire des Song ». Il décrit, sous le règne de l’empereur Renzong, l’apparition d’une nouvelle étoile aussi brillante que Venus, restée visible de jour durant 23 jours.
On lit (de haut en bas et de droite à gauche, surligné en rouge): « La première année du règne Jiayou, le troisième mois lunaire [du 19 mars au 17 avril 1056], le chef du Bureau d’astronomie a dit : “L’étoile invitée a disparu, ce qui est un présage du départ de l’hôte.” Plus tôt, durant le 5e mois de la première année du règne Zhihe [juillet 1054], cette étoile était apparue à l’Est, gardant Tianguan [天关- l’étoile ζ Tauri]. Elle était visible le jour comme Vénus. Elle pointait ses rayons dans toutes les directions et sa couleur était rouge pâle. Elle est restée visible [de jour] 23 jours. ». Rémanent de la supernova du Crabe, composition d’images en rayons X, lumière visible et infrarouge. Crédit : X-ray: NASA/CXC/SAO/F.Seward; Optical: NASA/ESA/ASU/J.Hester & A.Loll; Infrared: NASA/JPL-Caltech/Univ. Minn./R.Gehrz.

Aujourd’hui, les astronomes modernes savent que tout ce qui est changeant dans le ciel révèle les phénomènes cosmiques les plus extraordinaires.
Ainsi l’apparition d’une supernovae, nouvelle étoile transitoire, trahit un évènement capital pour l’histoire de l’univers : l’explosion d’une étoile massive qui va disséminer dans l’espace l’ensemble des éléments cosmiques complexes (carbone, azote, oxygène, …) fabriqués dans le cœur de l’étoile qui peuvent contribuer plus tard à l’émergence de la vie sur une planète.
Dans d’autres domaines de la lumière comme les rayons gamma, l’apparition de bouffées très brèves de rayonnement gamma marque également la fin de vie de très grosses étoiles, détectables ainsi, grâce à ce signal, jusqu’au plus lointain de l’Univers.
Enfin, au delà de la lumière même, la structure même de l’espace-temps peut être modifiée transitoirement lors de la fusion monstrueuse de trous noirs ou d’étoiles compactes et nous parvenir sous forme d’ondes de la gravitation, nouveaux messagers désormais détectables sur Terre grâce à des détecteurs à base de lasers. Bref, nous apprenons beaucoup plus aujourd’hui du ciel transitoire que du ciel permanent
Tous ces phénomènes transitoires constituent les objectifs principaux de la mission franco-chinoise SVOM. Leur détection, leur localisation et leur description précise vont être enregistrées pour mieux interpréter le Ciel tout comme le faisait déjà il y a plus de 2000 ans les astronomes de la dynastie Han. Ainsi se renoue à des siècles de distance la même préoccupation de mieux lire les changements du Ciel, une quête partagée aujourd’hui par la Chine et la France grâce à SVOM.

Références

Jean-Marc Bonnet-Bidaud, « 4000 ans d’astronomie chinoise », Ed. Belin, 2017.
Joseph Needham and Wang Ling. « Science and Civilisation in China, vol. 3, Mathematics and the Sciences of the Heavens and the Earth », Cambridge University Press, 1959.
Xiaochun Sun and Jacob Kistemaker, « The Chinese Sky during the Han – Constellating Stars & Society », Ed. Brill, 1997.
Zezong Xi, Shuren Bo, « Ancient Oriental Records of Novae and Supernovæ », Science, vol. 154, p. 597, 1965.

Première lumière sur la caméra de MXT

Première lumière sur la caméra de MXT

Première lumière sur la caméra de MXT

Fin août, les premiers photons X ont été détectés avec un prototype du plan focal de la caméra MXT (le modèle d’ingénierie). Ceci représente une étape importante dans la validation de la conception de la chaîne de détection.
La conception de la camera de MXT a commencé en 2014. Elle contient un détecteur pixélisé en silicium de type pnCCD de 256×256 pixels, semblable à celui qui est intégré dans l’instrument eRosita du satellite russe Spectrum-Röntgen Gamma (SRG) qui sera lancé l’année prochaine.
Le détecteur X et son électronique de proximité sont montés sur un circuit multicouches en céramique afin de garantir une bonne dissipation thermique. Cet ensemble, appelé plan focal, a été placé dans un cryostat afin de permettre les tests en laboratoire pour valider le fonctionnement de la chaine de détection à la température de fonctionnement visé -65°C.
L’intégration du plan focal dans le cryostat en salle blanche comporte plusieurs étapes complexes, qui ont demandé une grande rigueur et plusieurs répétitions, comme l’illustre la vidéo ci-dessous.

Une fois le cryostat fermé, le détecteur a alors été refroidi à -60°C et illuminé avec une source radioactive de Cobalt 57. Les tests réalisés fin août ont montré qu’il détecte correctement des photons X, validant ainsi tout le travail réalisé par les différentes équipes depuis maintenant 4 ans.

Premiers photons X détectés. Source Cobalt 57, -60°C, vitesse réelle d’acquisition

Chaque événement (point sur l’image) représente la détection d’un photon de la source par le plan focal. En extrayant l’énergie déposée dans le détecteur pour chaque impact on peut construire un spectre. La figure suivante représente le premier spectre obtenu sur une source de Cobalt 57 par le prototype du plan focal MXT. On reconnait dans ce spectre les raies basse énergie du Cobalt 57 à 6.4 keV, 7 keV et 14 keV.

Premier spectre X mesuré. Source 57 Co, -50°C

Premier spectre X mesuré. Source Cobalt 57, -50°C

Prochaines étapes
La prochaine étape, début 2019, sera d’irradier ce prototype du plan focal avec des protons, afin de simuler les conditions spatiales.
Dans un an le modèle de vol du plan focal sera intégré dans la caméra de vol développée en parallèle.
Le CEA Irfu est chargé de la conception et de la réalisation de la caméra X du télescope MXT.

Les ondes gravitationnelles à l’honneur aux Houches

Les ondes gravitationnelles à l’honneur aux Houches

Les ondes gravitationnelles à l’honneur aux Houches

Le troisième atelier scientifique SVOM, intitulé « Disentangling the merging Universe with SVOM » et réunissant 70 participants, s’est tenu du 14 au 18 mai 2018 à l’école de physique des Houches dans la vallée de Chamonix. Cette année, un thème scientifique a été particulièrement mis en valeur, la contribution de la mission SVOM à l’étude des ondes gravitationnelles à l’aube de la prochaine décennie. La stratégie d’observation lors d’une alerte d’onde gravitationnelle a notamment été au cœur des débats.

Cet atelier, organisé par un comité de scientifiques sino-français, a réuni 70 participants et a été hébergé dans le cadre montagnard et très convivial de l’Ecole de Physique des Houches.

Cet atelier, organisé par un comité de scientifiques sino-français, a réuni 70 participants et a été hébergé dans le cadre montagnard et très convivial de l’Ecole de Physique des Houches.

Le 17 août 2017 la collaboration Ligo-Virgo a détecté un paquet d’ondes gravitationnelles provenant de la fusion de deux étoiles à neutrons tapies dans la galaxie NGC 4993. Moins de deux secondes plus tard, le détecteur de sursauts GBM (Gamma ray Burst Monitor) de la mission Fermi a détecté pour la première fois une contrepartie électromagnétique de cet évènement, signal confirmé par le satellite Integral. Cette détection corrélée en ondes gravitationnelles et en ondes électromagnétiques constitue un fait scientifique majeur de la dernière décennie. La mission SVOM, dont l’objectif premier est la détection et l’étude des sursauts gamma, est particulièrement bien adaptée pour contribuer à ce thème scientifique majeur à la vue de sa panoplie d’instruments équipant sa plateforme spatiale et des moyens sol dont elle dispose.

Au cours de cet atelier, plusieurs sessions ont décrit l’état de l’art de la détection des ondes gravitationnelles par les détecteurs en activité, en termes de résultats scientifiques comme de projections vers le futur. L’évènement du 17 août 2017 (fusion de deux étoiles à neutron) a été l’objet d’une attention particulière. Le potentiel de la mission SVOM a été mis en avant, éclairé par des simulations de la détection d’un tel évènement par les instruments de la mission et leur apport pour la communauté.

Au-delà de ce thème, les scientifiques ont échangé sur les aspects plus pratiques des contraintes techniques de la mission (orbite, zone du ciel accessible en accord avec le programme principal, opportunité et limite de modification du pointé du satellite lié à une alerte, etc.).

Les participants ont également profité du cadre majestueux de l’école de physique des Houches pour aborder les nouveaux thèmes de recherche et mettre à jour ainsi que compléter le document scientifique décrivant au sens large la mission (le White Paper ou livre blanc).

Les présentations réalisées par les participants ont eu lieu dans un cadre magnifique où une dégustation de thés fut organisée.

Les présentations réalisées par les participants ont eu lieu dans un cadre magnifique où une dégustation de thés fut organisée.

Toi aussi, joue avec ECLAIRs !

Toi aussi, joue avec ECLAIRs !

Toi aussi, joue avec ECLAIRs !

Le simulateur IMASCOD (pour Imagerie par MASque CODé) permet d’illustrer de manière simplifiée le processus d’imagerie à masque codé du télescope ECLAIRs. Ce simulateur a été programmé en langage Python, à l’origine comme démonstrateur pour des scolaires et des journées portes ouvertes du CEA.

Ce simulateur permet de construire l’image enregistrée par le détecteur. Une fois l’image créée, on utilise un algorithme reposant sur le même principe que celui appliqué dans le système de déclenchement des sursauts gamma (Unité de Traitement Scientifique) embarquée à bord d’ECLAIRs.

Instructions :

Pour commencer, choisissez la position d’une source ponctuelle dans le ciel (un sursaut gamma par exemple) qui sera détectée par ECLAIRs. Cette position est exprimée en coordonnées cartésiennes (x, y) dans le champ de vue du télescope, où la position x = 0, y = 0 correspond au coin inférieur gauche. La taille de l’image du ciel est 200×200 (x et y ne doivent donc pas excéder 199).

Une fois la position définie, les photons de la source sont propagés à travers l’instrument. De la même manière, des photons du bruit de fond diffus du ciel sont ajoutés.

Lorsque vous aurez mis à jour les paramètres d’entrée, cliquez sur « Simuler » ! Les résultats afficheront d’abord l’image du plan détecteur enregistrée par ECLAIRs, puis l’image du ciel reconstruite.

Paramètres :

x

y

Nombre de photons de la source

Nombre de photons du bruit de fond


Infos

Publié le 30/11/2017
Auteur : IMASCOD CEA Saclay/IRFU

News 2017 octobre – Revue de mi-phase C de la mission SVOM

Catégorie : Nouvelles du projet

La revue de mi-phase C nommée SIR (System Interface Review) s’est tenue à Xi’an du 16 au 19 octobre 2017 dans la province du Shaanxi.

Figure 1: Photo de groupe de la revue de mi-phase C. La rencontre s'est tenue à Xi'an du 16 au 19 octobre 2017. Cette revue a rassemblé une centaine de personnes.

Figure 1: Photo de groupe de la revue de mi-phase C. La rencontre s’est tenue à Xi’an du 16 au 19 octobre 2017. Cette revue a rassemblé une centaine de personnes.

L’objectif de cette revue était de figer la définition de toutes les interfaces du « système » schématisées par les flèches de la figure 2 et de commencer à définir l’organisation  ainsi que le contenu des tests du « système ». Par exemple, la boucle de reprogrammation du satellite en cas de requête de cible d’opportunité (comme, par exemple, les contreparties optiques de l’onde gravitationnelle du mois d’août 2017) a été discutée en détails. Cette  revue s’adressait principalement à un groupe d’experts franco-chinois, choisis pour leurs compétences dans la conduite d’un projet spatial (spécialistes du segment sol, spécialistes des réseaux d’antennes…)

Figure 2: Schéma de principe du "système" de la mission SVOM faisant apparaitre les principales entités et leurs interfaces symbolisées par les flèches.

Figure 2: Schéma de principe du « système » de la mission SVOM faisant apparaitre les principales entités et leurs interfaces symbolisées par les flèches.

Les présentations du projet par les membres du consortium SVOM étaient réparties sur un jour et demi. Suite à ces exposés, le groupe d’experts a formulé 79 questions. La journée suivante, les équipes SVOM ont répondu en détails aux points soulevés. La fin de la revue s’est soldée par le rapport du groupe de revue. Ce dernier a été satisfait de l’avancée des travaux réalisés depuis la Preliminary Design Review (PDR) l’an dernier en juin. Il a apprécié la qualité des présentations et des réponses aux questions. Dans sa conclusion préliminaire il considère cette revue comme réussie.

La prochaine revue, Critical Design Review, clôturera la Phase C. Elle est prévue pour le printemps 2019.

Rappelons ci-après les différentes phases d’un projet spatial :

  • la phase 0 : analyse de mission [mission analysis]
  • la phase A : étude de faisabilité (feasibility study), clôturée par la Revue des Exigences Préliminaires (Préliminary Requirement Review)
  • la phase B : définition préliminaire (preliminary design), clôturée par la Revue de définition préliminaire (Preliminary Design Review)
  • la phase C : définition détaillée (detailed design), clôturée par la revue de définition détaillée (Critical Design Review)
  • la phase D : réalisation et qualification
  • la phase E : exploitation

Infos

Auteur : CEA-Irfu
SVOM à l’ère des ondes gravitationnelles

SVOM à l’ère des ondes gravitationnelles

SVOM à l’ère des ondes gravitationnelles

L’événement du mois d’août 2017

Le 17 août 2017, les détecteurs d’ondes gravitationnelles au sol (LIGO et Virgo) ont détecté un événement, appelé GW 170817, interprété comme la fusion de deux étoiles à neutrons. C’est la première fois que LIGO détecte un signal dont le profil s’apparente à la fusion de deux étoiles à neutrons, mais ce qui a rendu l’événement encore plus unique, c’est la détection d’un sursaut gamma court GRB 170817A en coïncidence temporelle et spatiale par le détecteur de sursauts GBM de la mission Fermi. La détection fut confirmée et annoncée dans les minutes qui suivirent par le spectromètre SPI de la mission INTEGRAL.

Les caractéristiques de GRB 170817A  ont été publiées après quelques heures sur le site de la mission Fermi/GBM. Il s’agit d’un sursaut gamma court d’une durée d’environ 2 s, de faible intensité. En prenant en compte la distance estimée par les analyses des ondes gravitationnelles, ainsi que son flux observé, GRB 170817A se révèle être un sursaut atypique, particulièrement sous-lumineux (voir figure 1). Il pourrait s’agir d’un sursaut gamma vu de côté.

GRB 170817A situé dans un diagramme énergie rayonnée (Eiso) en fonction du redshift (indicateur de distance). Ce diagramme est construit à partir d’un échantillon de sursauts aux paramètres spectraux bien mesurés. GRB 980425 est le sursaut long le plus proche connu.

Figure1 : GRB 170817A situé dans un diagramme énergie rayonnée (Eiso) en fonction du redshift (indicateur de distance). Ce diagramme est construit à partir d’un échantillon de sursauts aux paramètres spectraux bien mesurés. GRB 980425 est le sursaut long le plus proche connu.

Il s’en est suivi une campagne observationnelle sans précédent, mobilisant des dizaines d’observatoires sur Terre et dans l’espace pour détecter et caractériser la contrepartie électromagnétique de la source d’ondes gravitationnelles. Grâce à l’apport de Virgo, la boîte d’erreur a été considérablement réduite ce qui a permis un suivi rapide au sol par des télescopes de petite taille. En sélectionnant des galaxies situées à la distance déterminée par le signal gravitationnel, le télescope Swope de 1 m à l’observatoire Las Campanas a détecté une nouvelle source SSS17A à proximité de la galaxie NGC 4993 située à 40 Mpc. Dans les heures qui ont suivi d’autres télescopes (DLT 40, Vista, Master, DECam, LCOGT) ont confirmé cette détection, motivant toute la communauté à se focaliser sur SSS17A et conduisant à la détection de la contrepartie électromagnétique de GW 170817 dans toutes les longueurs d’onde de l’ultraviolet jusqu’au domaine radio. Cette campagne sans précédent a été couronnée par la découverte d’une kilonova [1].

La succession des observations qui ont permis de détecter et localiser les contreparties électromagnétiques de GW 170817 vient renforcer la stratégie observationnelle choisie pour la mission SVOM. Avec son ensemble de détecteurs multi-longueurs d’onde interconnectés, couvrant le spectre électromagnétique depuis les rayons gamma jusqu’à l’infrarouge, SVOM sera en mesure de détecter et d’étudier ces sources d’ondes gravitationnelles, résultant de la fusion de deux étoiles à neutrons et produisant un sursaut court.

Qu’aurait donc observé SVOM si la mission avait été opérationnelle le 17 août 2017 ?

Si le sursaut était apparu dans le champ de vue de ses détecteurs de haute-énergie (ECLAIRs et GRM), SVOM l’aurait détecté avec une grande probabilité et aurait transmis une alerte au sol (voir figure 2), tout en permettant la mesure de l’énergie émise en rayons gamma. En même temps le satellite se serait dépointé automatiquement pour mettre le sursaut au centre de ses instruments petits champs (MXT et VT), une séquence d’observation de plusieurs heures aurait alors démarré. La contrepartie optique de GW 170817, l’émission produite par la kilonova associée à la fusion des deux étoiles à neutrons, aurait été facilement détectée par le télescope visible VT [2] (voir figure 3).

Figure 2: Significativité de la détection de GRB 170817A par les instruments ECLAIRs et GRM en fonction de l'angle entre le GRB et l'axe optique d'ECLAIRs. Les lignes horizontales indiquent les seuils de déclenchement ; en rouge le dépointage du satellite, en noir l’envoi des alertes au sol.

Figure 2: Significativité de la détection de GRB 170817A par les instruments ECLAIRs et GRM en fonction de l’angle entre le gamma ray burst (GRB) et l’axe optique d’ECLAIRs. Les lignes horizontales indiquent les seuils de déclenchement ; en rouge le dépointage du satellite, en noir l’envoi des alertes au sol.

Mais si GRB 170817A n’avait pas été dans le champ de vue des instruments hautes énergies de SVOM (ECLAIRs et GRM), qu’aurait détecté la mission ?

Dès la réception de l’alerte LIGO-Virgo au centre scientifique français, SVOM aurait déclenché  ses télescopes robotiques au sol (F-GFT et C-GFT). En sélectionnant des galaxies proches compatibles avec la distance probable de l’événement et contenues dans la boîte d’erreur des détecteurs d’ondes gravitationnelles, les télescopes robotiques de SVOM auraient démarré une recherche systématique de la contrepartie optique en déroulant plusieurs cycles d’observations. Cette stratégie est particulièrement adaptée à la découverte d’objets transitoires dans leur phase ascendante. Grâce à sa sensibilité mais aussi grâce à sa voie infrarouge, le GFT français aurait certainement détecté la kilonova associée à GW 170817 (voir figure 3).

Figure 3: Enveloppe de la courbe de lumière de la kilonova associée à GW 170817 en regard de la sensibilité du VT et du F-GFT. Simulation d’une image VT correspondant à une pause de 300s au maximum d‘émission de la kilonova.

Figure 3: Enveloppe de la courbe de lumière de la kilonova associée à GW 170817 en regard de la sensibilité du VT et du F-GFT. Simulation d’une image VT correspondant à une pause de 300 s au maximum d‘émission de la kilonova.

 

En parallèle, le centre scientifique français aurait préparé une requête de cible d’opportunité multi-messagers, demandant au satellite d’interrompre sa séquence d’observation et d’effectuer différents pointés dans la boite d’erreur des détecteurs d’ondes gravitationnelles. Il faut typiquement une dizaine d’heures pour reprogrammer le satellite. Bien qu’arrivant plus tard, le VT aurait facilement détecté la kilonova associée à la fusion des deux étoiles à neutrons (voir figure 3).

Et après ?

Au début de la prochaine décennie grâce à ses instruments répartis au sol et dans l’espace, la mission SVOM sera certainement un acteur majeur de l’étude du ciel transitoire et devrait contribuer significativement à l’étude des sources d’ondes gravitationnelles. Dès l’année prochaine une partie des télescopes SVOM au sol (GWAC) sera opérationnelle et permettra de valider les stratégies mises en place au sein du consortium lors de la prochaine prise de données LIGO-Virgo, prévue à l’automne 2018.

 

[1] Kilonova : lors de la coalescence de deux étoiles à neutrons, de la matière riche en neutrons est brutalement libérée dans des conditions de température et de densité très favorables à la nucléosynthèse d’éléments lourds par le processus de capture rapide des neutrons (processus r). On s’attend alors à l’éjection quasi-isotrope de matière enrichie en éléments lourds. Ces éjectas sont chauffés par la radioactivité des éléments fraîchement synthétisés et rayonnent thermiquement, avec une évolution en couleur du bleu vers le rouge due au refroidissement progressif. Cette émission appelée kilonova a donc une origine physique tout à fait distincte du sursaut gamma et de sa rémanence.

[2] Pour cet événement aucune observation à court terme n’a eu lieu dans les rayons X. Il est donc difficile de prédire une possible détection par le télescope à rayons-X MXT, malgré le fait qu’elle soit prévue par différents modèles.

Stéphane Basa nous présente le télescope robotique français

Stéphane Basa nous présente le télescope robotique français

Stéphane Basa nous présente le télescope robotique français

Rencontre avec Stéphane Basa, qui nous présente le télescope robotique français F-GFT.

SVOM/mini-GWAC, suivi rapide de la  3ème détection d’onde gravitationnelle

SVOM/mini-GWAC, suivi rapide de la 3ème détection d’onde gravitationnelle

SVOM/mini-GWAC, suivi rapide de la 3ème détection d’onde gravitationnelle

La détection par la collaboration LIGO-Virgo de la 3ème source d’onde gravitationnelle (le 4 janvier 2017, dénommée GW170104) vient de confirmer l’existence de trous noirs stellaires d’une masse supérieure à 20 fois la masse du Soleil. Les deux trous noirs, en orbite, ont fini par se fondre en un seul astre compact de près de 50 masses solaires. Au cours de cette fusion, une quantité énorme d’énergie sous forme d’onde gravitationnelle, prédite par la théorie de la relativité générale, a été émise et finalement détectée sur Terre par les deux interféromètres du réseau LIGO. Cet évènement est le troisième enregistré par cette expérience depuis celui, retentissant, de septembre 2015.

La recherche d’une contrepartie électromagnétique d’une onde gravitationnelle constitue depuis leur découverte un défi, tant sur l’aspect observationnel que théorique. Elle est au cœur de l’activité de nombreux programmes, multi-longueurs d’onde au sol comme dans l’espace. La mission SVOM a dans ce cadre démarré un programme de surveillance des candidats d’onde gravitationnelle avec son réseau de détecteurs optiques SVOM/Mini-GWAC, précurseur d’un instrument plus élaboré partie prenant de la mission SVOM.

Suite à la réception de l’alerte du candidat GW170104, le réseau SVOM/mini-GWAC a conduit quelques heures plus tard une recherche de contrepartie dont les étapes sont exposées ci-dessous:

Le dispositif SVOM/Mini-GWAC, situé sur le site de Xinglong en Chine, couvre un champ de vue de 5000 degrés carrés. Il est constitué d’un système de six montures, chacune équipée de deux caméras (Canon 85 / f1.2). L’objectif du réseau Mini-GWAC est de surveiller chaque nuit le ciel à la recherche de sources variables. Cette stratégie s’appuie sur un algorithme en temps réel et la limite en magnitude est de 12 pour un temps d’exposition de 15 sec. Le réseau d’alerte mini-GWAC impose que pour toute détection potentiellement crédible, un suivi soit opéré par deux télescopes, robotiques, de 60 cm de diamètre afin de mieux contraindre la nature du candidat. Crédit: NAOC

Le dispositif SVOM/Mini-GWAC, situé sur le site de Xinglong en Chine, couvre un champ de vue de 5000 degrés carrés. Il est constitué d’un système de six montures, chacune équipée de deux caméras (Canon 85 / f1.2). L’objectif du réseau Mini-GWAC est de surveiller chaque nuit le ciel à la recherche de sources variables. Cette stratégie s’appuie sur un algorithme en temps réel et la limite en magnitude est de 12 pour un temps d’exposition de 15 s. Le réseau d’alerte mini-GWAC impose que pour toute détection potentiellement crédible, un suivi soit opéré par deux télescopes, robotiques, de 60 cm de diamètre afin de mieux contraindre la nature du candidat. Crédit: NAOC

GW170104

Le signal de l’onde gravitationnelle GW170104 a été détecté le 4 janvier 2017 à 10:11:58 UTC par la collaboration LIGO-Virgo, plus précisément par les deux interféromètres du réseau LIGO, Hanford and Livingston, situés aux Etats-Unis. L’analyse des signaux reçus a permis de déterminer que l’évènement observé résulte de la coalescence ou fusion d’un couple de deux trous noirs stellaires de masse respective 31,2 (+8,4;−6,0) and 19.4 (+5,3;−5,9) masses solaires. La distance estimée est de 880 (+450;−390)  Mpc ce qui correspond à un redshift ou décalage vers le rouge de z=0,18 (+0,08;−0,07). Le signal et son degré de confiance associé (signal de SNR ou rapport signal sur bruit de 13) équivaut à une fausse alarme déclenchée (pour un tel signal) en 70 000 ans.

Chronologie et précision de localisation de GW170401

L’alerte GW170401 a été communiquée à la communauté avec un délai de 6,3 h, conduisant à une évaluation initiale de la boite d’erreur ou incertitude dans la position céleste de la source (avec un critère de confiance de 90%) sur le ciel de 2 065 deg2.  Cette valeur a pu être réduite de 22% quatre mois plus tard.

Réaction et suivi de SVOM

Dès l’alerte connue (6h après le déclenchement, ou dans ce cas précis 4 heures après le début du ciel nocturne en Chine), le réseau Mini-GWAC a couvert 80% la boite d’erreur grâce à une série de 14 expositions avec des temps d’exposition variables. Les résultats du suivi de GW170401 par SVOM/Mini-GWAC, unique dans le domaine optique dans un lapse de temps si court après l’alerte, a fait l’objet d’une communication.

Carte d’exposition de SVOM/Mini-GWAC (rectangles en couleur jaune) superposée à la boite d’erreur de GW170104. L’échelle de couleur est une représentation de la probabilité de la position de la source à l’origine du signal d’onde gravitationnelle détectée par LIGO. Credit@SVOM

Carte d’exposition de SVOM/Mini-GWAC (rectangles en couleur jaune) superposée à la boite d’erreur de GW170104. L’échelle de couleur est une représentation de la probabilité de la position de la source à l’origine du signal d’onde gravitationnelle détectée par LIGO. Credit@SVOM

Aucune contrepartie optique dans la boite d’erreur de GW170401 n’a pu être établie à partir de ce suivi rapide par SVOM/Mini-GWAC. Le système complet GWAC, avec des performances supérieures (magnitude limite de 16 versus 12 avec sa version prototype), sera opérationnel fin 2017.
La science de SVOM est en marche !

L’équipe SVOM mutli-messagers devant le système GWAC. Cette version améliorée des mini-GWACs avec une magnitude limite de 16 sera opérationnelle à la fin de l’automne 2017. crédit@SVOM

L’équipe SVOM multi-messagers devant le système GWAC. Cette version améliorée des mini-GWACs avec une magnitude limite de 16 sera opérationnelle à la fin de l’automne 2017. crédit@SVOM

Infos

Auteur : CEA-Irfu
Second atelier SVOM au cœur de la Chine

Second atelier SVOM au cœur de la Chine

Second atelier SVOM au cœur de la Chine

Après celui tenu aux Houches en avril 2016, le second atelier scientifique de la mission SVOM s’est déroulé du 24 au 28 avril 2017 à Qiannan dans la province du Guizhou située au sud de la Chine. Intitulé « Surveying the Fast Changing Multi-wavelength Sky with SVOM » ou « surveillance multi-longueur d’onde du ciel variable avec SVOM », cette rencontre a rassemblé près de 90 participants sur un site proche du télescope géant FAST.

Plus de 70 scientifiques se sont retrouvés dans la Province du Guizhou pour le second atelier scientifique SVOM.

Plus de 90 scientifiques se sont retrouvés dans la province du Guizhou pour le second atelier scientifique SVOM.

La maturité des instruments d’observations accessibles aujourd’hui à la communauté scientifique permet la surveillance du ciel, non seulement dans toutes les couleurs ou longueurs d’onde et ce jusqu’à des échelles de temps courtes, mais également dans des fenêtres non photoniques grâce à des messagers comme les neutrinos ou les ondes gravitationnelles.
Le foisonnement et la qualité des moyens observationnels, au sol comme dans l’espace, ont fait rentrer cette astrophysique dite astrophysique multi-messager dans un âge d’or. Cette dernière permet ainsi d’accéder à des informations sur la physique au cœur des objets émetteurs mais également de sonder l’Univers jusqu’à des distances considérables, ouvrant ainsi la porte vers des études cosmologiques.

Dans ce cadre, plusieurs thèmes principaux ont été déclinés au cours de cet atelier : les sursauts gamma (type de progéniteurs, sondes cosmologiques), les ondes gravitationnelles (formation des trous noirs stellaires massifs, évolution au cours de l’histoire de l’Univers), les neutrinos (types de sources, lien avec les sursauts gamma et les rayons cosmiques de haute énergie) et les sursauts radio rapides ou FRB (mécanismes responsables, sondage du milieu intergalactique). A chaque étape, des exposés théoriques et observationnels ont permis de faire un état des lieux et de déclencher les discussions scientifiques. Le rôle que jouera SVOM dans ce panorama scientifique extrêmement prometteur a également été au cœur de plusieurs sessions scientifiques.

Au cours de ce séjour, une visite du télescope géant FAST, inauguré en septembre 2016 a été organisée. Situé au cœur d’une région au relief très particulier, cet instrument constitue aujourd’hui le fleuron de la radio-astronomie chinoise.

FAST

Le radiotélescope sphérique de cinq cents mètres d’ouverture, abrégé en anglais FAST pour Five-hundred Aperture Spherical radio Telescope, est situé dans un bassin naturel du comté de Pingtang dans la province du Guizhou dans le sud-ouest de la Chine.

Le programme ainsi que les présentations de cet atelier sont accessibles ici

Le prochain atelier dont le thème principal n’est pas encore précisément défini se tiendra en France du 13 au 18 mai 2018 à l’école de Physique des Houches dans la vallée de Chamonix.

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Auteur : CEA-Irfu

Neil Gehrels (1952 – 2017)

Neil Gehrels nous a quitté ce lundi 06 février 2017. C’est une immense perte pour notre communauté scientifique. Nous perdons un ami, un grand scientifique et notre meilleur ambassadeur. Neil nous a beaucoup aidé à construire la mission SVOM; il a été un soutien sans faille.

Neil lors de sa présentation « Overview of the Swift results, advice for SVOM » à l’atelier scientifique SVOM en avril 2016.

Au-delà de toutes ses qualités, Neil était avant tout un visionnaire qui nous a montré la voie de l’astronomie moderne du ciel transitoire. Il restera un exemple pour plusieurs générations de chercheurs et surtout pour les plus jeunes.

A chaque nouveau sursaut nous aurons une pensée pour lui, Il nous manque déjà…

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Auteur : B. Cordier on behalf of the SVOM collaboration

News 2016 Juillet – Revue de fin de phase B de la mission SVOM

Catégorie : Nouvelles du projet

La revue de fin de phase B nommée PDR (Preliminary Design Review), l’une des étapes clé dans la conduite d’un projet spatial, s’est tenue du 4 au 6 juillet 2016 à Yantai dans la province du Shandong.

Photo de groupe PDR 2016

Photo de groupe de la revue de fin de phase B qui s’est tenue à Yantai en juillet 2016 et a rassemblé une centaine de participants.

L’objectif de cette revue était de s’assurer que l’ensemble du « système » proposé pour la mission SVOM répond aux exigences scientifiques. Elle s’adressait principalement à un groupe de revue, une entité composée de personnes extérieures au projet et choisies pour leur compétence dans la conduite d’un projet spatial.

Les présentations du projet par les membres du consortium SVOM étaient réparties sur un jour et demi. Suite à ces exposés, le groupe de revue a formulé 123 questions. La journée suivante, les équipes SVOM ont répondu en détails aux points soulevés par le groupe de revue. La fin de la revue s’est soldée par le rapport du groupe.
Le groupe de revue a été satisfait de l’avancée des travaux réalisés depuis la System Requirement Review (SRR) l’an dernier. Il a apprécié la documentation approfondie, la qualité des présentations et les réponses aux questions. Dans sa conclusion préliminaire il recommande que la mission SVOM passe en phase C sans réserve.
La prochaine revue, Critical Design Review, clôturera la Phase C, Elle est prévue pour l’été 2018.

Rappellons ci-après les Différentes phases d’un projet spatial :

  • la phase 0 : analyse de mission [mission analysis]
  • la phase A : étude de faisabilité (feasibility study), cloturée par la Revue des Exigences Préliminaires (Préliminary Requirement Review)
  • la phase B : définition préliminaire (preliminary design), clôturée par la Revue de définition préliminaire (Preliminary Design Review)
  • la phase C : définition détaillée (detailed design), clôturée par la revue de définition détaillée (Critical Design Review)
  • la phase D : réalisation, qualification
  • la phase E : exploitation

 

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Publié le 07/14/2016
Auteur : CEA-Irfu
Tests en vibration du premier prototype du masque codé d’ECLAIRs

Tests en vibration du premier prototype du masque codé d’ECLAIRs

Tests en vibration du premier prototype du masque codé d’ECLAIRs

Le premier prototype du masque codé d’ECLAIRs a été soumis à des tests en vibrations au PIT de Saint-Quentin-en-Yvelines.

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Publié le 07/25/2016
Auteur : Cyril Lachaud
Usinage d’un prototype du masque d’ECLAIRs en aluminium

Usinage d’un prototype du masque d’ECLAIRs en aluminium

Usinage d’un prototype du masque d’ECLAIRs en aluminium

Les activités sur le développement du masque codé d’ECLAIRs nécessitaient l’usinage d’un masque codé en aluminium pour lui faire subir des tests mécaniques. L’usinage d’un ensemble de 5 feuilles d’aluminium de 0.5mm d’épaisseur a été réalisé à l’aide d’une machine à découpe jet d’eau le 10 mai 2016 au TechShop Leroy Merlin d’Ivry sur Seine.

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Publié le 07/22/2016
Auteur : Bertrand Cordier
SVOM, des Houches au livre blanc

SVOM, des Houches au livre blanc

SVOM, des Houches au livre blanc

Dans le cadre de la préparation de la mission SVOM, un atelier scientifique s’est tenu du 10 au 15 avril 2016 à l’Ecole de Physique des Houches dans la vallée de Chamonix. L’intitulé de cet atelier était « The Deep and Transient Universe in the SVOM Era: New Challenges and Opportunities »  ou « l’Univers profond et transitoire à l’ère de SVOM : nouveaux défis et opportunités ».

Cet atelier avait pour but de rassembler la communauté scientifique (chinoise et française) intéressée par le projet SVOM. Si l’étude des sursauts gamma reste un objectif majeur de la mission, le temps consacré aux observations d’opportunité va augmenter à l’image de l’évolution de la mission Swift.  SVOM est donc aussi une mission multi-longueur d’onde dédiée à l’étude du ciel transitoire. Les thèmes abordés ont été de ce fait extrêmement variés : sursauts gamma, binaires X galactiques, noyaux actifs de galaxies ou bien encore l’Univers lointain. La recherche des messagers non photoniques comme les ondes gravitationnelles ou les neutrinos ont également fait partie des thèmes abordés au cours de cet atelier.

Cet atelier a également permis de poser les bases d’un livre blanc. Ce document sera présenté durant la revue de fin de phase B de la mission qui se tiendra en Chine en Juillet 2016. Il servira ensuite de base de travail à la communauté scientifique intéressée par les thématiques de la mission SVOM.

Rassemblant plus de 70 participants, principalement chinois et français, il a été l’occasion de multiples contacts et échanges dans le cadre champêtre du site de l’Ecole de Physique des Houches.

Le programme ainsi que les présentations de cet atelier sont accessibles ici.

Cet atelier, organisé par un comité de scientifiques sino-français, a réunit 70 participants et a été hébergé dans le cadre montagnard et très convivial de l’Ecole de Physique des Houches. Il a été également l’occasion de faire découvrir à bon nombre de participants la beauté de la vallée de Chamonix au cours d’une après-midi ensoleillée (@CEA).

Cet atelier, organisé par un comité de scientifiques sino-français, a réuni 70 participants et a été hébergé dans le cadre montagnard et très convivial de l’Ecole de Physique des Houches. Il a été également l’occasion de faire découvrir à bon nombre de participants la beauté de la vallée de Chamonix au cours d’une après-midi ensoleillée (@CEA).

Cette rencontre est le premier atelier d’une série de rendez-vous annuels ouvert à la communauté, le prochain étant planifié en avril/mai 2017 dans la province de Guizhou en Chine près du télescope radio géant FAST actuellement en construction.

Consultez le livre blanc préparé suite à cet atelier : The Deep and Transient Universe in the SVOM Era: New Challenges and Opportunities – Scientific prospects of the SVOM mission (version 2016).

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Auteur : CEA-Irfu

News 2016 mars

Présentation des deux premiers modèles de développement du satellite SVOM

Catégorie : Nouvelles du projet

Une réunion d’avancement du projet SVOM s’est tenue du 21 au 25 mars 2016 à Shanghai dans les locaux du SECM (Shanghai Engineering Center for Microsatellites). Un des objectifs de cette réunion était la préparation de la revue de fin de phase B de la mission qui se tiendra du 4 au 8 juillet 2016 à Yantai dans la province du Shandong.

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Cette réunion fut aussi l’occasion de faire le point sur les nombreux avancements du projet et notamment la réalisation de deux modèles de développement du satellite SVOM: le modèle mécanique et thermique et le modèle électrique, tous deux présentés à la délégation française.

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Vidéo du STM : Dans cette vidéo du modèle mécanique et thermique (STM, Structure and Thermal Model), on reconnait le modèle de la plateforme avec ses panneaux solaires ici repliés (en bleu) et le modèle de la charge utile avec ses instruments scientifiques: VT, MXT et ECLAIRs. L’ensemble sera intégré en avril 2016 puis placé dans une cuve à vide du SECM. Une phase d’essais thermiques commencera alors pour une période de un mois.

Vidéo du EM : Dans cette vidéo du modèle électrique (EM, Electrical Model) on reconnait les différents boitiers de la plateforme notamment ceux du système de contrôle d’attitude du satellite, le senseur stellaire et les magnéto-coupleurs.

Glossaire :

  • STM (Structure and Thermal Model) : modèle pour prédire le comportement mécanique et thermique d’un objet.
  • EM (Electrical model) : modèle pour tester le comportement fonctionnel et électrique et vérifier l’absence d’interférence entre les différents équipements.

 

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Publié le 03/31/2016
Auteur : CEA-Irfu
Alain Klotz nous présente le télescope TAROT

Alain Klotz nous présente le télescope TAROT

Alain Klotz nous présente le télescope TAROT

Rencontre avec Alain Klotz, qui nous présente le télescope TAROT.
Observatoire de la Côte d’Azur sur le plateau de Calern, août 2015.

Cliquer sur CC pour activer les sous-titres en français

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Publié le 08/24/2015
Le masque codé d’ECLAIRs

Le masque codé d’ECLAIRs

Petite accroche pour grand public

Le masque codé d’ECLAIRs

Dans le cadre d’une mission telle que SVOM, il est nécessaire de disposer d’instruments grand champ pour optimiser les chances de découverte.
Le principe de fonctionnement du télescope ECLAIRs est affaire d’équilibre : il doit détecter le sursaut avec le maximum de sensibilité tout en déterminant sa localisation avec la meilleure précision. Le satellite pourra alors modifier son orientation afin d’aligner les télescopes petit champ dans la direction du sursaut.
Malheureusement, il est impossible d’appliquer les principes de focalisation optique à l’observation des rayons X-durs et gamma sur des grands champs de vue. La solution est d’utiliser une technique toute autre : celle des masques codés.

Crypter le ciel

Cette technologie repose sur l’idée de coder tous les points du ciel, en attribuant à chacun un motif différent. Lorsque la lumière passe au travers du masque, fait de trous et de pleins, l’ombre portée sur le plan de détection correspond à un motif unique. Sur ce plan est donc retrouvée la somme de tous les points du ciel passés chacun à travers le masque. Il suffit ensuite, grâce à un outil mathématique (la déconvolution), de reconstruire chaque point du ciel.

 

Prototype masque

Prototype de masque codé réalisé dans le cadre de la mission SVOM Crédit : IRFU/CEA

Dans le cas d’une source forte, il est possible de déterminer le motif caractéristique à l’œil nu. Pour une source plus faible, les mathématiques aident à retrouver la source. Mais si malgré tout, le flux de photons est insuffisant, la reconstruction s’avère impossible car on ne peut distinguer le signal de la source de celui du bruit. La limite de sensibilité est alors atteinte.

Autre effet étonnant du masque codé, le cas des sources multiples. Sur le plan de détection, toutes les sources sont mélangées. L’outil de déconvolution parvient à déterminer l’origine des photons impliqués. Il est par exemple possible de savoir s’ils proviennent pour un tiers d’un sursaut gamma, un autre tiers du bruit de fond et le dernier tiers d’une autre source se trouvant dans le champ de vue. Le ciel est ainsi reconstruit.

La clé de chiffrement

Pour attribuer un motif à un point du ciel, creuser des trous dans une plaque ne suffit pas. Il faut, dans un premier temps, savoir avec quoi on a modulé le signal pour utiliser l’outil de déconvolution. Ce principe repose sur le multiplexage qui consiste à transformer et regrouper les divers signaux selon un code défini puis à transmettre l’ensemble de l’information dans un paquet unique de données. A la réception, un démultiplexeur effectue l’opération inverse, décompose les signaux selon le code et restitue l’information portée par chaque signal. Ce procédé, commun, est utilisé par exemple dans le domaine des télécommunications.

La technique du masque codé procède du même mode de raisonnement. Le signal de la source visée est mélangé avec celui généré dans le champ de vue par les contributions externes à la source (autres sources présentes dans le champ de vue de l’instrument ou composante diffuse). Le paquet de données, passé dans le filtre du masque codé permet alors grâce à un algorithme de déconvolution spécifique de reconstituer les caractéristiques de la source (position et intensité).

L’art de poinçonner le métal

Le design du masque repose quant à lui sur les niveaux de précision et de sensibilité que l’on cherche à atteindre. Une localisation précise implique de petits trous, sachant qu’une limite est induite par la taille du plan de détection. A l’inverse, de gros trous vont augmenter la sensibilité, autrement dit la chance de repérer quelque chose dans le ciel. Les deux aspects sont essentiels et le choix est cornélien : la localisation transmise par l’instrument ECLAIRs doit permettre de placer après correction de pointage du satellite la source dans les petits champs des télescopes MXT et VT tandis que le maximum d’efficacité de détection d’un sursaut par ECLAIRs doit être garanti.
Après des dizaines de milliers de masques générés par ordinateur, un compromis garantissant une localisation suffisamment précise a été trouvé. Une fois cet équilibre fixé, le choix du design se fait sur le masque le plus sensible.

Modèle choisi du masque d'ECLAIRs

Le design sélectionné (ACS-o40-46x-a) dans le cadre de la mission SVOM est formé d’un maillage de 46×46 éléments constitué de trous et de pavés opaques. Le choix final du dessin du masque codé d’ECLAIRs est le fruit de nombreuses années d’études. Crédit CEA-APC

Le vignettage

Plus le masque est épais, plus le champ de vue s’en trouve réduit. Les photons sont arrêtés par effet de vignettage (vignetting en anglais).

img_instruments08

A gauche, le passage des photons sur la surface contenu entre les deux traits bleus. A droite, les surcouches ont été repoussées : la zone de passage des photons est plus grande. Crédit : Cyril Lachaud, APC

Pour atteindre les spécificités demandées, il aurait donc fallu que la plaque ne dépasse pas les 0,6 mm d’épaisseur. Mais à cette taille, une simple feuille de tantale, métal choisi pour sa capacité d’absorption des X, a de fortes chances de se briser au moment du décollage.

Pour assurer la rigidité du masque, deux feuilles de titane sont accolées de part et d’autre, intercalées de silicone pour absorber les vibrations et les différentes déformations, notamment celles provoquées par l’effet des changements de température sur le Tantale et le Titane. Ce design est appelé « TiTaTi », pour Titane – Tantale – Titane.

Sandwitch TiTaTi du masque codé d'ECLAIRs

Représentation des couches de la plaque du masque TiTaTi Crédit : APC

Enfin, l’astuce trouvée pour réduire l’effet de vignetting de l’ensemble est de décaler le titane par rapport à tous les bords de trous de la feuille de tantale.

Maquette du masque

Modélisation de l’aspect du masque final. Les couches de titane sont décalées par rapports aux ouvertures sur la plaque de tantale. Crédit : APC

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Publié le 02/02/2016
Auteur : CEA / Irfu
MXT et les yeux de langouste

MXT et les yeux de langouste

Petite accroche pour grand public

MXT et les yeux de langouste

Quand la biologie inspire l’astronomie

Véritable innovation dans l’étude des sursauts gamma, le concentrateur à galette de micro-canaux de MXT est un système qui s’inspire de la biologie. Les crustacés de l’ordre des décapodes, comme le homard, la langouste ou le crabe, possèdent en effet un type de vision tout à fait particulier. Si en règle générale la vision se base généralement sur la réfraction, celle des décapodes utilise la réflexion optique. La lumière est dirigée par une quantité de petits canaux qui tapissent les yeux des décapodes : une structure en nid d’abeille, à ceci près que la forme des tubes n’est pas hexagonale mais carrée. Un rayon lumineux peut “rebondir” sur la paroi du canal : il est réfléchi. In fine, tous les rayons sont concentrés en un seul point central.

lobster eye SVOM

Fort grossissement d’un œil de crustacé. On distingue les fines cellules à section carrée qui recouvrent entièrement la structure, capturant chacune des rayons lumineux à des angles différents. Crédits : Nasa

 

Le bénéfice de cette méthode est d’avoir un grand angle de vision. Ces yeux particuliers peuvent ainsi avoir un champ de vue ouvert pratiquement à 180°. Cette adaptation est un avantage pour les animaux vivant en profondeur ou dans des milieux troubles, avec peu de lumière. Il faut réussir à collecter le maximum de rayons lumineux afin de repérer plus rapidement les prédateurs ou les sources de nourriture dans le milieu environnant.

Un outil adapté à l’étude des rayons X

En tentant d’y appliquer les principes d’optique, les scientifiques se sont rendu compte que ce type de vision n’est effectif que si la base des canaux est carrée. Phénomène curieux, c’est l’un des rares exemples de forme carrée naturelle en biologie. Idéale en cas de faible lumière, un fort éclairement est au contraire préjudiciable. Plus il y a de rayons, plus ceux-ci vont être réfléchis et causer une image bruitée sur le récepteur. Cette technique prévaut lorsque que le signal/bruit est faible, ce qui est le cas dans la gamme des rayons X. C’est à la fin des années 1970, à Paris, qu’eurent lieu les premières études tentant de réutiliser ce type de vision pour l’observation des rayons X.

Les rayonnements X possèdent la particularité d’être difficiles à réfléchir : la réflexion n’est possible qu’en cas d’incidence rasante. La technique des micro-canaux est donc tout à fait adaptée à ce type de photons car une structure radiale implique que la lumière ne fait qu’un petit angle par rapport à ces surfaces.

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Principe de fonctionnement d’une optique de type « Lobster Eye ». Source : http://inspirehep.net/record/1380586/plots

 

Pour assurer que la « fonction d’étalement du point » du télescope (point spread function ou PSF en anglais) soit suffisamment petite, il faut que la taille du carré élémentaire de l’optique soit petit mais supérieur à la longueur d’onde caractéristique des rayons lumineux, en l’occurrence ici les rayons X. Dans ce cas, le carré a une dimension caractéristique de l’ordre de quelques dizaines de microns de côté. Réaliser des microtubes réguliers de cette taille avec une structure métallique relève d’un exploit. Mais d’autres matériaux peuvent servir à la fabrication des tubes.

MXT imagerie

La fonction d’étalement du point ou PSF décrit la répartition spatiale de l’intensité lumineuse d’un point source objet dans le plan image d’un système optique en l’occurrence ici un télescope. Plus elle est fine, plus la faculté de séparer deux objets voisins est améliorée. L’image ci-dessus décrit la PSF du télescope MXT obtenue par simulation numérique. Le motif en croix résulte du principe optique de ce télescope basé sur des éléments carrés.

 

Zoom sur les micro-canaux de verre. La section carrée est parfaitement régulière. Source : inspirehep.net

Zoom sur les micro-canaux de verre. La section carrée est parfaitement régulière. Source : inspirehep.net

 

Des microtubules faits de verre

L’entreprise Photonis, experte dans le travail du verre, a mis son expertise dans la détection optique au profit du projet SVOM.

Un bloc carré de verre est chauffé puis étiré grâce à un poids. L’étirement fait progressivement réduire la taille de la section. En répétant ce procédé, il devient possible d’obtenir des tubes réguliers à la taille de section souhaitée.

Pour obtenir la base creuse, il suffit d’utiliser non pas un mais deux types de verre durant ce procédé ; un verre externe et un verre interne de composition différente. Lorsque la taille de section de 20 microns est atteinte, il suffit de dissoudre chimiquement le verre interne. L’épaisseur du verre externe est alors de quelques microns. La grande difficulté de ce procédé est de ne pas tordre le verre pendant l’opération d’étirement.

Mais le travail ne s’arrête pas là ! Il faut ensuite réussir à assembler les micro-canaux entre eux. L’idée est alors de réunir différentes fibres ensemble, par paquet de 25, avant de les chauffer et les étirer, jusqu’à atteindre la taille de 20 microns par fibre. Ce paquet de fibres est alors coupé dans sa largeur, à 90°. On obtient ainsi une galette. La galette elle-même est ensuite chauffée pour la mettre en forme à l’aide d’une presse : on passe d’une surface plane à une surface courbe. La coupe de la galette et sa mise en forme sont deux processus très compliqués à réaliser. Le moindre défaut peut induire des détériorations de la réponse de l’instrument.
Pour augmenter la réflexivité aux rayons X, le verre plombé constituant les micro-canaux est plongé dans un bain d’iridium. En tout, six mois sont nécessaires pour réaliser les 21 galettes correspondant à l’optique complète, hors incident de production.

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Schéma des 21 galettes assemblées, constituées chacune de plus d’un million de micro-tubes de verre. Les différentes couleurs représentent les différentes épaisseurs des galettes, du bleu le plus fin au violet le plus épais. Source : inspirehep.net

 

Du concentré de technologie

Les contraintes liées à la charge utile de SVOM, à savoir le besoin de concevoir des instruments de petite taille et de masse réduite, ont favorisé l’intérêt pour ce type de technologie pour l’étude des rayons X. Ici, une optique complète, d’une vingtaine de centimètres de diamètre, faite à partir de micro-canaux, ne pèse que 1,8 kg. En comparaison, l’instrument SXT de SWIFT développé par la NASA a, pour une surface collectrice 3 fois plus importante, un poids d’optique de plusieurs dizaines de kg.

Malgré tout, cette technique suscite un véritable engouement pour de nombreuses missions spatiales à venir. SVOM, toute première mission satellitaire à utiliser ce type d’optique, sera ainsi observée de manière attentive. Des optiques similaires, mais à base de canaux en silicium, seront utilisées dans le cadre d’autres projets, comme ATHENA, le futur observatoire majeur à rayons X développé par l’ESA dont le lancement est prévu en 2028.

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Publié le 02/02/2016
Auteur : CEA / Irfu

Les satellites NOAA

Présentation

Les satellites NOAA  (National Oceanic and Atmospheric Administration) sont des satellites météorologiques américains à orbite polaire à une altitude autour de 850 km. Ils appartiennent au dispositif d’observation mis en place par l’Organisation Météorologique Mondiale. Le premier satellite NOAA a été lancé en 1970 et depuis, 20 satellites NOAA ont été mis en orbite. Actuellement, les satellites NOAA 15, NOAA 18, NOAA 19 et NOAA 20 sont en service. Les trois premiers sont issus de la cinquième génération de ces satellites, les NOAA POES (Polar Operational Environmental Satellites), et sont progressivement remplacés par des satellites comme Suomi NPP lancé en 2011 et par des satellites de type JPPS (Joint Polar Satellite System) dont le NOAA 20 fait partie. Les trois prochains satellites JPPS doivent être lancés en 2022 et 2031.

Vue d'artiste NOAA 18,crédit NOAA

Vue d’artiste NOAA 18

Ces satellites sont dédiés aux observations météorologiques avec en particulier l’observation des phénomènes impactant l’environnement marin. Pour ces études, différents instruments sont embarqués dont un radiomètre\imageur permettant de surveiller les masses nuageuses pour mesurer les températures de surface maritime ou continentale, un sondeur infrarouge fournissant des profils de température et d’humidité de l’atmosphère et un diffusomètre permettant de déterminer la direction et la vitesse des vents au-dessus des surfaces maritimes.

Caractéristiques des satellites NOAA 18 et NOAA 19

Table NOAA
Leur période de révolution est telle que chaque satellite survole l’équateur 14 fois par jour, en passages ascendant et descendant. Une même région est survolée au moins 4 fois par jour par un même satellite à un intervalle d’environ 6 heures.

Intérêt pour la mission SVOM

Le lancement de SVOM étant prévu pour fin 2021, ces satellites permettent de tester en amont la réception des signaux par les antennes du réseau d’alerte, en cours de déploiement. La fréquence APT de ces satellites étant proche de la fréquence d’émission des alertes de SVOM (137-138 MHz), cela en fait des satellites très intéressants pour cette phase de test. Les images reconstruites par les stations à partir des signaux envoyés par NOAA 18 et NOAA 19 permettent d’estimer la qualité du site d’installation et de prévoir d’éventuelles perturbations qui pourraient avoir des impacts sur la qualité de réception des signaux qu’enverra SVOM.

Le mode APT

Le mode APT (Automatic Picture Transmission) est un système de transmission d’images analogiques. Les satellites d’observation sont équipés d’un radiomètre à balayage, système comportant plusieurs lentilles, capteurs et miroirs contrôlés par des moteurs. Le radiomètre balaye la surface de la Terre ligne par ligne et au fur et à mesure que le satellite se déplace, une image complète se construit grâce à un imageur. 120 lignes sont transmises chaque minutes. Le nom APT vient du fait que la transmission de ces images est automatique et continue.

Type d’image reconstruite

Chaque image est construite de la même manière. On observe de gauche à droite : une bande de synchronisation, un marqueur temporel, l’image en elle-même et une bande de télémétrie. Cette succession se répète deux fois avec à gauche l’image en visible et à droite l’image en infra-rouge.

Format des images transmises en mode APT Crédits : Wikipédia

Format des images transmises en mode APT

A chaque réception de trame d’image, la synchronisation apparaît sous forme de lignes noires verticales à gauche de l’image tandis que les données de télémétrie se présentent sous forme de « coins » transportant la calibration et autres informations. Les marqueurs sont une alternance de traces horizontales noires et blanches pour le canal visible, blanches et noires pour le canal infrarouge, la synchronisation est une alternance de bandes verticales et la télémétrie une alternance de bandes en niveaux de gris servant de référence pour décoder l’image.

Voici le type d’images reconstruites par les stations après réception du signal d’un satellite NOAA:

Image exemple NOAA

Exemple d’images reconstituées par la station test située à Toulouse: l’image de gauche est faite en infrarouge et celle de droite en visible

Pour les phases de tests à travers les études de ces images, seules les images infrarouge sont prises en compte car elles peuvent être faites à toute heure et leur qualité est moins aléatoire que celles faites dans le domaine optique.
 

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Auteur : Sarah Menouni CEA-Irfu

Les stations VHF

Le design

Les stations installées sur chaque site sont fournies par le CNES et fabriquées par la société INGESPACE. Elles ont toutes la même architecture à savoir un mât sur lequel est placé une plateforme supportant deux antennes polarisées circulairement dans des sens opposés.

Mât et antennes – représentation 3D et réalité Crédits : CNES

Mât et antennes – représentation 3D et réalité Crédits : CNES

L’ensemble repose sur un pied permettant d’intégrer la station où l’on souhaite. Il existe plusieurs designs du pied de l’antenne pour s’adapter aux contraintes du site hôte.

Un boîtier étanche est placé dans la partie supérieure du mât de la station. Dans ce boitier se trouve l’électronique permettant le traitement du signal réceptionné par les antennes et le modem assurant la transmission des données vers le Centre Scientifique Français (FSC) via Internet.

Localisation du boîtier électronique – exemple de la station de Santa Maria - crédit CNES

Localisation du boîtier électronique – exemple de la station de Santa Maria – crédit CNES

L’installation

Chaque station est installée de façon à avoir un minimum de caches possible pour que les signaux reçus par les antennes ne soient pas perturbés. Un tour d’horizon autour de l’antenne est donc réalisé au moment de l’installation pour relever les masques.

Pour communiquer avec la station et retransmettre les données vers le FSC seule une connexion internet est nécessaire. Dans la plupart des cas un câble Ethernet est utilisé pour connecter l’antenne à un switch d’accès à Internet. Mais pour certains sites très isolés une liaison mobile 4G sera installée.

Par la suite, la station fonctionne de manière totalement passive en réceptionnant les trames de données envoyées, aujourd’hui par les satellites NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration) et à partir de 2022 par le satellite SVOM.

Phase de test avec les satellites NOAA

En attendant le lancement du satellite SVOM, les stations sont configurées pour recevoir les signaux soit du satellites NOAA 18 soit du satellite NOAA 19. Ces satellites NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration) sont des satellites météorologiques américains lancés respectivement en 2005 et 2009.  Ils sont en orbite polaire autour de la Terre à une altitude de 850 km et ont une période de 101-102 minutes. Leur objectif initial est d’observer les phénomènes météorologiques et notamment au niveau de l’environnement marin.

Pour la mission SVOM, ces satellites permettent de tester la qualité des installations de réception. En effet ces satellites passent plusieurs fois par jour au-dessus de la station et envoient des données permettant de reconstruire une image de la Terre et de l’atmosphère.

Ces données sont envoyées en mode APT (Automatic Picture Transmission) à des fréquences de 137.9125 MHz pour le NOAA 18 et 137.100 MHz pour le NOAA 19. Deux catégories d’images sont formées : en infra-rouge et en visible afin d’avoir une image lisible pour n’importe quel passage du jour ou de la nuit.

Image en visible reçue par une station à Saclay Crédits : CEA

Image en visible reçue par une station à Saclay Crédits : CEA

Image en infra-rouges reçue par la station à Athènes Crédits : CNES

Image en infra-rouges reçue par la station à Athènes Crédits : CNES

 

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Auteur : Sarah Menouni

Télescope ECLAIRs

Instrument clé de la mission SVOM, ECLAIRs est un dispositif expérimental dont le but est de détecter les sursauts gamma dans la bande des rayons X et des rayons gamma de basse énergie et de fournir à bord, le plus rapidement possible, leur position dans le ciel. Placé sous la responsabilité du CNES, le télescope ECLAIRs est développé par les laboratoires français IRAP, IRFU et APC.

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Anatomie du télescope ECLAIRs. Crédit : CEA/CNES

L’instrument ECLAIRs est constitué :

  • d’un télescope X et gamma à grand champ de vue (89°x89°) doté d’un masque codé, d’un blindage passif et d’un plan de détection DPIX refroidi à -20°C, capable de détecter des photons dont l’énergie est comprise entre 4 et 150 keV. Les rayons passés au travers des trous du masque activent l’un des 6400 détecteurs en tellure de cadmium CdTe qui mesure précisément l’instant d’arrivée, la position et l’énergie du photon.
  • d’une unité de gestion et de traitement scientifique UGTS, dédiée à la gestion du télescope, à l’acquisition des données et au traitement scientifique en temps réel pour le déclenchement de l’alerte sursaut.

Le grand champ de vue du télescope ECLAIRs (2 stéradians) permet d’observer un sixième de la voute céleste, qui contient donc plusieurs sources X et γ. Le masque codé situé devant les détecteurs est une plaque percée de multiples trous dont le motif a été mis au point grâce à un algorithme mathématique. Les photons provenant d’une source ne pouvant passer que par les trous du masque, ils éclairent uniquement certains détecteurs du DPIX et subissent donc un « codage » qui dépend de la position de la source et de la forme caractéristique du masque, sur le principe de l’ombre portée (utilisée depuis les temps anciens dans les cadrans solaires). Cette technique permet de déterminer précisément la position de la source dans le ciel.

A partir des données enregistrées par les détecteurs (temps, énergie, position des photons reçus) l’unité de calcul UGTS va construire des cartes du ciel et vérifier leur concordance avec le ciel connu en rayons X et γ. S’il s’avère que la carte construite à bord contient une source jusqu’alors inconnue, cela peut indiquer qu’un phénomène violent se produit et une alerte est déclenchée. Celle-ci est transmise au satellite puis au sol grâce au réseau VHF. Si la source est accessible par le satellite, il est alors repointé dans les minutes qui suivent : en glissant légèrement, il va s’aligner dans l’axe de la source pour permettre les observations de suivi des télescopes MXT et VT.

ECLAIRs fournit des positions précises à 10 minutes d’arc, voire à 3 minutes d’arc pour les sursauts très brillants, qui suffisent pour garantir que la source sera bien dans le champ de vue des télescope MXT et VT.

Le nombre de sursauts qui seront détectés par cet instrument est estimé à 70 par an, auxquels il faut ajouter de nombreuses autres sources transitoires, comme les répéteurs gamma mous (Soft Gamma Repeaters), les éclairs gamma terrestres (Terrestrial Gamma ray Flashes), les éruptions X de sources galactiques ou les destructions d’étoiles passant à proximité d’un trou noir massif dans une galaxie lointaine. En moyenne c’est donc 2 ou 3 fois par semaine que ECLAIRs déclenchera une alerte qui amorcera une longue succession d’observations avec SVOM lui-même, puis avec les puissants télescopes au sol.

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Auteur : CEA / Irfu

GRM (Gamma Ray burst Monitor)

Le moniteur de sursauts gamma (GRM) est constitué d’un ensemble de trois détecteurs (GRD) opérant dans la gamme d’énergie 15 keV-5 MeV et couvrant un champ de vue de 2,6 stéradians. Ces modules sont  chargés de mesurer le spectre et la variation de l’émission gamma lors d’un sursaut.
Chaque détecteur est constitué d’un cristal scintillant en Iodure de Sodium (NaI) d’une surface de 200 cm2 et d’une épaisseur de 1,5 cm, accolé à un tube photomultiplicateur. Dans ce dispositif, le photon gamma incident interagit avec le matériau du scintillateur et l’énergie déposée est transformée en une lumière bleutée, captée et amplifiée ensuite par le tube photomultiplicateur.

GRM2

Le GRM est constitué de 3 détecteurs, inclinés chacun de 30° par rapport à l’axe du télescope ECLAIRs. A gauche: vue détaillée d’un détecteur. Crédit : IHEP

Les trois détecteurs identiques ont un champ de vue de ± 60 degrés par rapport à leur axe de symétrie et sont inclinés de 30° par rapport à l’axe du télescope ECLAIRs et espacés entre eux dans le plan perpendiculaire de 120°. Les trois modules, pointant dans différentes directions, ont un champ de vue combiné identique à celui d’ECLAIR. Ils ont un temps mort inférieur à 8 μs, une résolution temporelle inférieure à 20 μs et une résolution en énergie de 16% à 60 keV.
Un détecteur d’étalonnage (GCD) contenant un isotope radioactif de 241 Am est installé sur le bord de chaque module pour la surveillance du gain et l’étalonnage de l’énergie Un scintillateur en plastique placé devant le cristal de NaI (Tl) est utilisé pour distinguer les électrons de basse énergie des rayons gamma et un moniteur de particules chargées (GPM) aide à protéger les modules de détection.

Un des trois modules du Moniteur de sursauts gamma (GRM). Le détecteur (GRD) est un cristal en Iodure de Sodium (NaI) de 200 cm2 couplé à un détecteur d'étalonnage (GCD) situé sur le bord. @IHEP

Un des trois modules du Moniteur de sursauts gamma (GRM). Le détecteur (GRD) est un cristal en Iodure de Sodium (NaI) de 200 cm2 couplé à un détecteur d’étalonnage (GCD) situé sur le bord. @IHEP

En combinant l’information des trois détecteurs on peut constituer une triangulation et localiser le sursaut gamma avec une précision de 15°x15° dans un champ de vue plus large que celui d’ECLAIRS. Cette information pourra s’avérer précieuse dans la recherche d’événements en coïncidence par exemple avec des sources d’ondes gravitationnelles détectés par les instruments au sol (LIGO, VIRGO).
Lors d’un sursaut gamma, le GRM peut déclencher lui-même une alerte à bord de SVOM fournissant le temps d’arrivée et la position approximative du sursaut pour être transféré à la caméra ECLAIRs et aux stations au sol (GWAC, détecteurs d’ondes gravitationnelles,..).
Le GRM devrait détecter une centaine de sursauts par an.

Institut : IHEP (Beijing, China)

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Auteur : CEA-Irfu

MXT (Microchannel X-ray Telescope)

En réponse à l’alerte transmise par ECLAIRs, le télescope MXT (Microchannel X-ray Telescope ou télescope X à micro-canaux) va procéder à l’observation du sursaut gamma dans le domaine des rayons X mous (énergie comprise entre 0.2 et 10 keV), en particulier au tout début de l’émission rémanente. Il est développé en France par le CNES et le CEA-Irfu, en étroite collaboration avec l’Université de Leicester au Royaume-Uni et le Max-Planck Institut für Extraterrestische Physik de Garching en Allemagne.

Instrument MXT

Schéma descriptif de l’appareil au complet : Le diamètre de l’optique est de 24 cm, la distance focale de 1,15 m et la structure est composée en fibre de carbone. Le module optique a un poids de 1,8 kg tandis que l’ensemble (optique, tube, radiateur, caméra et ordinateur de bord) pèse 35 kg. Crédit : CEA/CNES

Le télescope est composé d’un module optique, constitué d’un ensemble de galettes de micro-canaux (Micro-Pore Optics, MPOs) de 40 microns de côté, associé à une caméra avec un détecteur CCD sensible aux rayons X (0.3-10 keV). MXT fournira des images ainsi que des spectres des sources dans la gamme des rayons X avec une résolution en énergie de 75 eV à 1,5 keV. Le champ de vue de l’instrument est de 1,1°x 1,1°.
Le concept du télescope va permettre une localisation du sursaut beaucoup plus précise que l’instrument ECLAIRs, inférieure à la minute d’arc, 20 secondes d’arc dans le cas d’un sursaut brillant. Cette seconde étape dans la localisation du sursaut, fournie par l’instrument MXT, permettra ensuite à partir des images obtenues par le télescope optique VT de fournir une position raffinée. La position MXT calculée automatiquement à bord sera également transmise au sol grâce au réseau d’alerte VHF.

Avec une sensibilité de détection de 10−12 erg cm−2 s−1, atteinte pour un temps d’observation de 10 ksec (10 000 secondes) MXT sera capable de suivre typiquement l’évolution de l’émission rémanente X du sursaut  jusqu’à un jour après l’émission prompte initiale.
Cette sensibilité permettra de déterminer l’index spectral c’est-à-dire la forme de la distribution en énergie de l’émission. Ce paramètre est important car il permet de remonter à la distribution des particules énergétiques responsables de l’émission X et par la même de fournir des informations sur la physique des chocs. La gamme d’énergie de MXT permet également de mesurer l’absorption sur la ligne de visée de l’émission provenant du sursaut gamma, absorption liée au milieu intergalactique mais également à la galaxie hôte du sursaut.

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Auteur : CEA / Irfu

VT (Visible Telescope)

Le télescope  VT (Visible Telescope) est un télescope de suivi optique dédié, embarqué sur le satellite SVOM.
Son objectif principal est de détecter et d’observer l’émission en lumière visible, produite immédiatement après un sursaut gamma. En moins de 10 minutes après l’alerte donnée par la caméra ECLAIRS et en utilisant la position affinée fournie par l’instrument MXT, cet instrument est apte à reconstruire la position du sursaut gamma avec une précision de quelques secondes d’arc.

VT

Le télescope VT est composé d’un miroir de 40 cm de diamètre. Le foyer est équipé de deux caméras CCD une voie rouge et une voie bleue. Crédit : NAOC

Le télescope VT est un télescope de type Ritchey-Chretien disposant d’un miroir primaire de 40 cm et possédant un champ de vue de 26 arc minutes x 26 arc minutes. Son plan focal est équipé de deux caméras CCD 2048×2048 couvrant deux gammes de longueur d’onde : la voie bleue de 450 à 650nm et la voie rouge de 650 à 1000 nm. Le capteur CCD du canal bleu est un détecteur aminci et rétro-éclairé, tandis que le capteur CCD du canal rouge est spécialement traité afin d’obtenir une sensibilité élevée aux grandes longueurs d’onde. Le télescope VT devrait atteindre la magnitude visuelle de 22.5 en 300 secondes. L’efficacité  quantique du capteur CCD du canal rouge est supérieur à 50% à 0,9 µm, ce qui permet au télescope VT de détecter des sursauts gamma très lointains, présentant un décalage vers le rouge supérieur à 6,5, soit à plus de 12 milliards d‘années de distance.

Chemins optiques (à gauche) et réponses spectrales (à droite) des deux canaux rouge et bleu du télescope VT.

Chemins optiques (à gauche) et réponses spectrales (à droite) des deux canaux rouge et bleu du télescope VT.

Afin de fournir rapidement la position de sursauts gamma avec une précision inférieure à la seconde d’arc, le télescope VT effectue le traitement de données à bord. Après la localisation d’un sursaut gamma par l’instrument MXT co-aligné avec le télescope VT, des listes de sources possibles sont extraites des images successives obtenues par le télescope VT, centrées sur la position de sursaut gamma fournie par l’instrument MXT.
Ces listes sont transmises en temps quasi réel via le réseau à haute fréquence VHF, afin de permettre au logiciel au sol de produire des cartes de champ et de rechercher l’équivalent optique du sursaut gamma, en comparant aux catalogues existants. Si une contrepartie est identifiée, une alerte est diffusée à la communauté astronomique mondiale afin de déclencher les observations à l’aide de grands télescopes au sol, afin notamment de mesurer le décalage vers le rouge du sursaut gamma.

Modèle de test du télescope VT et installation d'essai à l'observatoire de Xinglong (Beijing, Chine). @NAOC

Modèle de test du télescope VT et installation d’essai à l’observatoire de Xinglong (Beijing, Chine). @NAOC

D’après les résultats de la mission  Swift, les sursauts gamma à haut décalage vers le rouge confirmés sont rares, contrairement aux calculs théoriques qui prévoit une fraction supérieure à 5 à 7%. Cela est probablement dû au fait que, pour la plupart des sursauts gamma détectés par Swift, les images de suivi optique ne sont pas assez profondes pour permettre une identification rapide, empêchant les grands télescopes au sol de réaliser les observations spectroscopiques.
La mission SVOM améliorera considérablement cette situation grâce à la haute sensibilité du télescope VT, en particulier pour les grandes longueurs d’onde, et à la génération d’alertes rapides sur la contrepartie visible du sursaut. De plus, la stratégie de pointage de SVOM, en direction opposée au soleil permet aux sursauts gamma d’être observés très tôt à l’aide de grands télescopes spectroscopiques au sol. En conséquence, on s’attend à ce que davantage de sursauts gamma à décalage rouge élevé soient identifiés par SVOM.

Institutes: NAOC Beijing, XIOPM Xian (China)

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Auteur : CEA / Irfu

Le réseau d’alerte

Centre nerveux de la stratégie scientifique de la mission SVOM, le réseau d’alerte, de conception française, permet la transmission rapide et à tout moment d’informations entre le satellite et la Terre. Afin de récolter les informations nécessaires à la détermination de la distance du sursaut il est indispensable de compléter le suivi multi-longueurs d’onde commencé dans l’espace.

Pour ce faire, comme le satellite est en orbite basse, il est prévu de répartir 47 antennes de manière la plus homogène possible à la surface de la Terre, entre les latitudes -30° et +30°, latitudes entre lesquelles le satellite va osciller. Ces antennes vont permettre de réceptionner le signal radio envoyé par le satellite lorsqu’un sursaut aura été détecté.

Carte du réseau d'alerte de la mission SVOM au 24 septembre 2020, en vert les stations déployées, en vert les stations à venir. Crédits: CNES

Carte du réseau d’alerte de la mission SVOM au 24 septembre 2020, en vert les stations déployées, en grisé les stations à venir. Crédits: CNES

Le caractère furtif et éphémère d’un sursaut gamma nécessite une transmission rapide du signal d’alerte. Le message descend donc du satellite au sol en une dizaine de seconde par un canal radio VHF (Very High Frequency) dans une bande de fréquence entre 137 et 138 MHz pour être récupéré par les récepteurs radio du réseau. Les paquets de télémesure réceptionnés sont alors relayés via internet jusqu’au French Science Center (FSC) où le message d’origine est reconstruit et transmis immédiatement vers les télescopes robotiques dédiés GFTs, chargés d’améliorer la localisation du sursaut et de donner une première indication de distance.

L’objectif de performance de ce réseau est de permettre la transmission du message d’alerte aux télescopes robotiques en moins de 30s après la détection à bord du satellite. Les résultats des observations des télescopes GFT sont renvoyés au FSC pour finalement être diffusés aux grands télescopes. Ces grands télescopes, à plus petit champ de vision, permettront l’acquisition du spectre du sursaut et donc l’estimation, par la mesure du décalage vers le rouge, de sa distance. Dans le cas où tout se passe bien, il faudra grâce à ce dispositif moins de 4 minutes pour entamer l’acquisition du spectre d’un sursaut par les grands télescopes optiques.

Au 24 septembre 2020 le réseau déployé est composé de 15 stations.

Chronologie du déploiement des stations

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Auteur : CEA / Irfu

GWAC (Ground-based Wide Angle Camera)

L’objectif du GWAC (Ground-based Wide Angle Camera ou Caméra à grand champ au sol) est d’observer depuis le sol, dans le domaine visible (entre 500 et 850 nm), l’émission prompte d’une partie des sursauts détectés par la caméra ECLAIRs.
L’ensemble GWAC est composé de 10 montures portant chacune 4 caméras de 18 cm de diamètre et couvrant ainsi un champ de vue total d’environ 5000 degrés2 soit un peu plus que la moitié du champ de vue du télescope ECLAIRs. Chacune des 40 caméras est équipée d’un CCD 4096×4096 E2V fonctionnant dans la bande de longueurs d’onde de 0,5 à 0,85 µm avec un champ de vue (FoV) de 150 deg².
GWAC fournit des localisations de sources jusqu’à une magnitude visible mv=16 avec une précision de 11 arcsec (pour une d’exposition de 10 s).

Vision panoramique de l'installation GWAC à l'observatoire Xinglong (Beijing, Chine) montrant 4 montures GWAC (à droite) et les télescopes de 60cm et 30 cm (à gauche). @NAOC

Vision panoramique de l’installation GWAC à l’observatoire Xinglong (Beijing, Chine) montrant 4 montures GWAC (à droite) et les télescopes de 60cm et 30 cm (à gauche). @NAOC

GWAC recherche en temps réel les contreparties visibles autour des coordonnées de sursauts fournis par les autres instruments (ECLAIR, GRM, MXT, VT, GFT et autres). En complément du télescope VT à bord de SVOM, GWAC fournit une couverture à grand champ des régions du ciel observées par SVOM.
GWAC a également la capacité de détecter lui-même des événements transitoires optiques sans déclencheurs externes. Deux télescopes de 60 cm et plusieurs télescopes de 30 cm sont installés à côté des montures de GWAC pour confirmer les détections transitoires et vérifier s’il s’agit d’événements réels ou faux, en fournissant des coordonnées avec une précision de 1 arcsec.

Module GWAC de 4 caméras et télescopes de 60 cm à l'observatoire Xinglong. @NAOC

Module GWAC de 4 caméras et télescopes de 60 cm à l’observatoire Xinglong. @NAOC

Il est prévu que l’ensemble GWAC soit divisé en deux parties, composées chacune de 20 caméras et d’un télescope de suivi de 60cm. L’une sera installée au Chili à l’obsevatoire Cerro-tololo (CTIO), l’autre à l’observatoire ALI à l’ouest du Tibet.
GWAC est conçu pour observer plus de 12% des GRB SVOM dans la bande visible de 5 min avant à 15 min après le déclenchement.

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Auteur : CEA / Irfu

GFT (Ground Follow-up Telescope)

Les télescopes robotiques GFT (Ground Follow-up Telescope) sont indispensables à l’observation et à l’étude des sursauts gamma.
Particulièrement réactifs, ils pointent vers la zone de localisation communiquée par le satellite à travers le réseau d’alerte VHF en moins d’une minute. Ces télescopes de suivi vont mesurer avec précision, de l’ordre de la seconde d’arc, les coordonnées célestes du sursaut, ainsi que l’évolution photométrique de l’émission dans plusieurs bandes spectrales (du domaine visible à l’infrarouge). Ils vont également fournir une estimation de sa distance (son décalage vers le rouge).
L’ensemble des résultats est ensuite envoyé au centre FSC (French  Science Center) qui retransmettra le message d’alerte à de plus grands télescopes, comme par exemple le New Technology Telescope (NTT) et le Very Large Telescope (VLT) en optique, ou ALMA en radio.

La mission SVOM mettra en œuvre deux télescopes robotiques comportant un miroir primaire d’au moins 1m de diamètre. L’un sera installé à San Pedro Martir au Mexique sous responsabilité française, l’autre à l’observatoire de Jiling sous responsabilité chinoise.

F-GFT  Télescope  de suivi au sol (France)

Site de SanPedro Martir

A gauche: vue du site à San Pedro Martir (Mexique) où sera implanté le télescope GFT Français dont un modèle similaire est visible à droite.

C-GFT  Télescope  de suivi au sol (Chine)

Le télescope de suivi au sol chinois (C-GFT) est basé sur un télescope existant de 1 m situé à l’observatoire de Jiling, en Chine, qui est un système f / 8 de Ritchey-Chretien permettant un repointage rapide à travers une monture en altazimut. Il sera mis à niveau avec un système de miroirs dichroïques, 3 canaux de filtres SDSS (g, r et i), un système de contrôle robotique et un système de données et de communication en temps réel.

Le dome et le télescope de suivi au sol chinois (C-GFT) de 1 m de diamètre, à l'observatoire de Jilin (Jilin, Chine).

Le dome et le télescope de suivi au sol chinois (C-GFT) de 1 m de diamètre, à l’observatoire de Jilin (Jilin, Chine).

Les trois canaux seront équipés de caméras CMOS-CCD à faible temps de lecture, de taille 2K × 2K, correspondant à un FoV de 21 × 21 arcmin2, fonctionnant dans la bande de 0,4 à 0,95 µm. La sensibilité de C-GFT atteindra mag (r) = 19 (à 5σ, AB mag) pendant 100 s de temps d’exposition pendant les nuits de la nouvelle lune.

Outre l’observatoire C-GFT dédié de Jiling, un autre télescope de 1 m sera installé par le NAOC (Observatoire national d’astronomie de Chine) à l’observatoire d’Ali, au Tibet, dans l’ouest de la Chine. Le NAOC aura accès à environ 2 500 heures d’observation par an, qui pourraient être dédiées au suivi de GRB SVOM via des alertes avec un temps de réponse typique d’environ 15 min.

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Auteur : CEA-LAM

FSC (Centre Scientifique Français)

Le Centre Scientifique Français analyse automatiquement les données d’alerte en temps quasi réel par des automates chargés de distribuer l’alerte aux grands télescopes. Les données d’alertes sont aussi analysées par plusieurs scientifiques français et chinois qui se relaient afin d’assurer une veille scientifique opérationnelle 24 heures sur 24.

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Figure décrivant le fonctionnement du segment sol français, ses interactions avec les centres des différents instruments sous responsabilité française et les liens avec les centres gérés par le partenaire chinois.

Durant toute la période d’observation du sursaut, les données recueillies sont analysées en temps réel.

Les produits scientifiques dérivés (par exemple la durée du sursaut, l’énergie du maximum Epic, les courbes de lumière en fonction de l’énergie, etc) seront alors mis à la disposition de la communauté scientifique sur un site internet spécialisé. En liaison avec son homologue chinois, le Centre Scientifique Français est chargé de la gestion opérationnelle des instruments français, de leur étalonnage et de l’archivage des données scientifiques.

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Auteur : CEA / Irfu