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 90 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 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 élecromagnétique. 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

Si le cœur de la mission SVOM est de garantir l’observation d’environ cent sursauts gamma par an, c’est surtout un formidable outil destiné à scruter le ciel transitoire dans son ensemble.

Les phénomènes transitoires

Divers objets astronomiques sont dits “transitoires” car ils changent au cours du temps. Ces changements se distinguent notamment par une variation de leur intensité lumineuse ou de leur position observée. Ils peuvent être causés par un mouvement ou par une transformation de l’objet lui-même. Les échelles de temps des phénomènes transitoires sont diverses, seconde, heure ou jour, et nécessitent des stratégies d’observation adaptées. Les sursauts gamma sont l’un des phénomènes transitoires les plus étudiés. Mais il en existe bien d’autres, tels que les supernovæ, les étoiles éruptives (majoritairement des naines rouges et potentiellement quelques naines brunes) ou encore les noyaux actifs de galaxies.

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Vue d’artiste d’une très violente éruption sur l’une des naines rouge du couple de DG Canum Venaticorum ou DG CVn, située à environ 60 années-lumière du Système solaire. Le 23 avril 2014, l’instrument BAT (Burst Alert Telescope) du satellite Swift donna l’alerte qui permit une campagne d’observations approfondies. Crédit : NASA, Goddard Space Flight Center, S. Wiessinger

Ce domaine de recherche est en pleine expansion. A la clé, de probables découvertes sur la physique associée aux phénomènes cosmiques violents. Il nécessite toutefois d’importants dispositifs de détection et de suivi. SVOM est en capacité de répondre à ces attentes.
Tout comme sa mission sœur SWIFT développée par la NASA, elle inclut dans son programme une importante place laissée à la science hors sursaut. Le champ d’observation des rayonnements gamma est riche en évènements transitoires. Balayant le ciel de ses instruments d’observation multi-longueurs d’onde, SVOM pourra émettre une alerte suite à la détection de phénomènes transitoires, communiquant l’information aux télescopes au sol.
Réciproquement, la mission SVOM pourra réagir à des alertes générées par des observatoires du ciel transitoire, au sol ou dans l’espace. SVOM sera ainsi un partenaire de choix pour d’autres programmes d’observation, comme par exemple IceCube et son télescope à neutrinos, LIGO et Virgo pour la détection des ondes gravitationnelles, le LSST et SKA pour le ciel transitoire dans le domaine visible et radio.

Ondes gravitationnelles

L’étude des sursauts pourrait contribuer à l’étude 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. Cette découverte fondamentale valide le scénario de coalescence de deux objets compacts (étoile à neutron et/ou trou noir) comme une source d’émission d’ondes gravitationnelles. Les sursauts dits courts étant expliqués par ce modèle, ils sont donc une cible privilégiée.

Programme d’observation

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

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 italien BeppoSAX. La rémanence correspond au prolongement de l’émission dans les domaines X, visible et radio, juste après le flash en 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 et 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 à la sortie d’un télescope permet de décomposer la lumière de la source qu’il observe pour établir son spectre. Celui-ci est une véritable carte d’identité de l’objet étudié, son code barre en quelque sorte.

Raies spectrales

A gauche, le spectre d’un solide, d’un liquide ou d’un gaz très dense est continu. Au milieu, le spectre d’un gaz froid placé devant une source continue fait apparaître des raies obscures ce sont les raies d’absorption. A droite, le spectre d’un gaz chaud est formé de raies brillantes appelées raies d’émissions. Crédits : The Pennsylvania State University

Il est en effet caractérisé par la présence de raies spectrales, positionnées à des longueurs d’onde caractéristique des éléments chimiques de la source. En analysant le spectre d’un milieu, il est donc possible de déterminer la composition chimique de l’objet observé. Ces raies spectrales peuvent être de deux natures. Quand elles proviennent d’un gaz ionisé, comme le gaz du milieu interstellaire chauffé par le rayonnement des étoiles, elles sont observées en émission. Par exemple, on observe couramment les raies de l’hydrogène et de l’oxygène ionisés dans le spectre des galaxies où se déroule une importante formation stellaire. A l’inverse, si la lumière de la source observée traverse des nuages de gaz neutre, les éléments présents peuvent absorber une partie des photons, et des raies se creusent dans le spectre : les raies sont alors observées en absorption. Dans le cas des sursauts gamma, l’analyse spectrale de l’émission rémanente révèle de façon quasi systématique une multitude de raies en absorption, provenant de tous les milieux absorbants traversés par la lumière du sursaut. Parmi ces absorbants, on trouve tout d’abord le gaz qui compose l’environnement proche du sursaut et le milieu interstellaire de la galaxie hôte. Mais on détecte également la présence d’absorbants au delà de la galaxie hôte et situés entre le sursaut et la Terre. L’analyse spectrale des émissions rémanentes apporte donc des informations cruciales non seulement sur la composition chimique des milieux dans lesquels se produisent les sursauts gamma, mais également sur les propriétés des galaxies et leur évolution à différentes époques de l’histoire cosmique.

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.

L’importance de ce décalage vers le rouge est directement reliée à la distance de la source observée. C’est la loi découverte par Edwin Hubble en 1929. Ainsi, chaque système absorbant traversé par un sursaut gamma produit dans le spectre de son émission rémanente des raies spectrales, et le décalage en longueur d’onde de ces raies nous permet de mesurer la distance du milieu à l’origine de l’absorption. En particulier, le tout premier absorbant rencontré par la lumière du sursaut est le gaz présent dans son environnement proche et possède le décalage spectral le plus important.

Redshift

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

Le décalage vers le rouge permet idéalement d’identifier la galaxie dans laquelle est apparu le sursaut. Il est mesuré grâce aux raies d’absorption de l’émission rémanente. Le redshift obtenu par les raies d’émission de la galaxie-hôte détectée après disparition de l’émission rémanente est généralement identique à celui mesuré par absorption. Cette méthode permet de confirmer qu’il s’agit bien de la galaxie-hôte. La détection n’est que le point de départ de l’astronomie. Au-delà de la simple observation d’un point lumineux, il faut pouvoir décrire de quoi sont constitués ces milieux lointains et en déduire, peut-être, les conditions d’apparition. La spectroscopie va ainsi permettre, selon l’échelle, de connaître l’atmosphère proche d’une étoile, d’une planète, de quoi est fait une galaxie, voire même la matière primordiale, celle-là même qui est apparue juste après le Big Bang.

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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 élecromagnétique. 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

Si le cœur de la mission SVOM est de garantir l’observation d’environ cent sursauts gamma par an, c’est surtout un formidable outil destiné à scruter le ciel transitoire dans son ensemble.

Les phénomènes transitoires

Divers objets astronomiques sont dits “transitoires” car ils changent au cours du temps. Ces changements se distinguent notamment par une variation de leur intensité lumineuse ou de leur position observée. Ils peuvent être causés par un mouvement ou par une transformation de l’objet lui-même. Les échelles de temps des phénomènes transitoires sont diverses, seconde, heure ou jour, et nécessitent des stratégies d’observation adaptées. Les sursauts gamma sont l’un des phénomènes transitoires les plus étudiés. Mais il en existe bien d’autres, tels que les supernovæ, les étoiles éruptives (majoritairement des naines rouges et potentiellement quelques naines brunes) ou encore les noyaux actifs de galaxies.

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Vue d’artiste d’une très violente éruption sur l’une des naines rouge du couple de DG Canum Venaticorum ou DG CVn, située à environ 60 années-lumière du Système solaire. Le 23 avril 2014, l’instrument BAT (Burst Alert Telescope) du satellite Swift donna l’alerte qui permit une campagne d’observations approfondies. Crédit : NASA, Goddard Space Flight Center, S. Wiessinger

Ce domaine de recherche est en pleine expansion. A la clé, de probables découvertes sur la physique associée aux phénomènes cosmiques violents. Il nécessite toutefois d’importants dispositifs de détection et de suivi. SVOM est en capacité de répondre à ces attentes.
Tout comme sa mission sœur SWIFT développée par la NASA, elle inclut dans son programme une importante place laissée à la science hors sursaut. Le champ d’observation des rayonnements gamma est riche en évènements transitoires. Balayant le ciel de ses instruments d’observation multi-longueurs d’onde, SVOM pourra émettre une alerte suite à la détection de phénomènes transitoires, communiquant l’information aux télescopes au sol.
Réciproquement, la mission SVOM pourra réagir à des alertes générées par des observatoires du ciel transitoire, au sol ou dans l’espace. SVOM sera ainsi un partenaire de choix pour d’autres programmes d’observation, comme par exemple IceCube et son télescope à neutrinos, LIGO et Virgo pour la détection des ondes gravitationnelles, le LSST et SKA pour le ciel transitoire dans le domaine visible et radio.

Ondes gravitationnelles

L’étude des sursauts pourrait contribuer à l’étude 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. Cette découverte fondamentale valide le scénario de coalescence de deux objets compacts (étoile à neutron et/ou trou noir) comme une source d’émission d’ondes gravitationnelles. Les sursauts dits courts étant expliqués par ce modèle, ils sont donc une cible privilégiée.

Programme d’observation

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 (Chine).

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.

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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)

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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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The passing of Neil Gerhels on Monday the 6th of February 2017 is an immense loss for our scientific community. We have lost not only a great scientist and our best ambassador, but also a friend. Neil has helped us build the SVOM mission and has always shown unwavering support.

Amidst all his qualities, Neil was a first and foremost a visionary who showed us the path of the time domain astronomy. He will be remembered as an example for many generations of scientists, and in particular our youngest ones.

With every new burst we think of him, we miss him already…

 

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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.

The first prototype of the ECLAIRs coded mask has been tested in vibration at the PIT of 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.

The ECLAIRs coded mask development activities required the processing of an aluminium coded mask prototype to perform mechanical stress tests. The processing of a sandwich of 5 aluminium foils (0.5mm thickness) was done with a water jet machine at the TechShop Leroy Merlin of Ivry sur Seine, the 10th may 2016.

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Publié le 07/22/2016
Auteur : Bertrand Cordier

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 en avance de phase dans le développement 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.

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Publié le 08/24/2015

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 (89°x89°) doté d’un masque codé capable de détecter des photons dont l’énergie est comprise entre 4 et 250 keV. Les rayons passés au travers des trous du masque activent le plan focal DPIX, plaque refroidie à -20°C sur laquelle sont disposés 6400 détecteurs en tellurure de cadmium CdTe.
  • 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 de couvrir une large partie de la voute céleste. A l’extrémité de l’instrument se trouve le masque codé, une plaque percée de multiples trous répartis de manière pseudo aléatoire et dont le motif a été mis au point grâce à un algorithme mathématique. Les photons provenant du sursaut ne peuvent passer que par les trous du masque et viennent ensuite activer une partie des détecteurs du DPIX. Sur le principe de l’ombre portée, cette technique va permettre de déterminer dans quelle zone du ciel se situe la source. L’unité UGTS construit alors un “message photon”, incluant le temps d’arrivée, la position et l’énergie.
Lorsqu’une source transitoire est détectée par ECLAIRs, l’alerte est déclenchée. Celle-ci est transmise au satellite et au sol grâce au réseau VHF. Si la source est accessible par le satellite, il est alors repointé : 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 une précision de localisation inférieure à 10 minutes d’arc (elle peut atteindre 3 minutes d’arc pour les sursauts très brillants). Le nombre de sursauts qui seront détectés par cet instrument est estimé à 70 par an.

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Auteur : CEA / Irfu

GRM (Gamma Ray burst Monitor)

Cet instrument est constitué d’un ensemble de trois détecteurs couvrant un champ de vue de 2,6 sr et chargé de mesurer le spectre et la courbe de lumière de l’émission prompte du sursaut dans la gamme d’énergie 15 keV-5 MeV. Chaque détecteur est composé d’un cristal d’Iodure de Sodium (NaI, 200 cm2, épaisseur 1,5 cm) accolé à un tube photomultiplicateur. Dans ce dispositif, le photon incident interagit avec le matériau du scintillateur et l’énergie déposée est transformée en une lumière bleutée, captée ensuite par le tube photomultiplicateur. Une source de photons gamma permet un étalonnage continu de l’instrument.

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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 sont inclinés de 30° par rapport à l’axe du télescope ECLAIRs et espacés entre eux dans le plan perpendiculaire de 120°. En combinant l’information des trois détecteurs on peut constituer une triangulation et localiser le sursaut avec une précision de 15°x15° dans un champ de vue plus large que celui d’ECLAIRS. Cette information pourrait s’avérer précieuse dans la recherche d’événements en coïncidence avec les détecteurs d’ondes gravitationnelles au sol.
Le GRM devrait détecter une centaine de sursauts par an.

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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) s’intéresse au rayonnement dans le domaine des longueurs d’onde visibles du sursaut gamma, pendant la phase de rémanence. Il est également sensible à l’infrarouge très proche puisque son domaine d’exploration s’étend jusqu’à 1000 nanomètres (couverture spectrale totale de 400 à 1000 nm).

VT

Le télescope VT est composé d’un miroir de 40cm 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 VT devrait atteindre la magnitude visuelle de 22.5 en 300 secondes. De plus, en moins de 10 minutes après l’alerte donnée par ECLAIRS et en utilisant la position affinée fournie par MXT, cet instrument est apte à reconstruire la position du sursaut gamma avec une précision de quelques secondes d’arc.
Le VT devrait détecter et localiser environ 60 sursauts par an.

 

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Auteur : CEA / Irfu

Le réseau d’alerte

Centre nerveux de la stratégie de pointage 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 d’optimiser le suivi multi-longueurs d’onde commencé dans l’espace.

Grâce au réseau d’alerte, les données sont transmises aux télescopes au sol qui prennent la main. En raison de la durée très brève des sursauts gamma, le réseau est conçu pour transmettre le signal d’alerte le plus rapidement possible. Lorsqu’un sursaut est détecté à bord du satellite, le message descend au sol par un canal radio VHF (ondes radio à très hautes fréquences), et est récupéré par des récepteurs radio distribués autour de la Terre dans une bande autour de l’Équateur.

Carte du réseau d'alerte

Planisphère terrestre montrant la localisation approximative des stations VHF Crédit : CNES/CNRS/CEA/Irfu

Pas moins de 43 antennes VHF, disposées de manière homogène à la surface de la Terre dans la zone intertropicale, vont relayer l’information jusqu’au French Science Center (FSC) situé à Saclay.

Ces données comportent les principales caractéristiques du sursaut, essentielles pour les campagnes de suivi. Après un premier traitement, les messages sont envoyés à la communauté scientifique, notamment vers les télescopes robotiques GFT chargés d’améliorer la précision de la détection. Les résultats des observations GFT sont renvoyés au FSC pour finalement être diffusés aux grands télescopes. Si 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.

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Auteur : CEA / Irfu

GWAC (Ground-based Wide Angle Camera)

L’objectif du GWAC  (Ground-based Wide Angle Camera) est d’observer dans le visible (entre 500 et 850 nm) l’émission prompte d’une partie des sursauts détectés par ECLAIRs. Cet ensemble est composé de 36 caméras de 180mm de diamètre couvrant un champ de vue d’environ 5000 degrés2 soit à peu plus que la moitié du champ de vue du télescope ECLAIRs. Chaque caméra est équipée d’un CCD 4096×4096 E2V.

GWAC

Modèle d’ingénierie d’un module GWAC (4 caméras). L’ensemble complet comportera 36 caméras. La première lumière est attendue pour 2017. Crédit : NAOC

Les caméras du GWAC permettront l’étude systématique de l’émission visible pendant et avant l’émission prompte à haute énergie avec une sensibilité d’environ 16 magnitudes dans la bande V (visible) pour un temps d’exposition de 10 sec. Les caractéristiques du GWAC font de cet instrument un outil performant pour l’étude du ciel transitoire comme par exemple la recherche des contreparties optiques des ondes gravitationnelles.

Deux télescopes de 60 cm et un réseau de télescope de 30cm compléteront l’installation. Ces télescopes robotiques réagiront aux sources transitoires détectées par le GWAC et valideront ou non la détection.

L’ensemble GWAC sera divisé en deux parties, composées chacune de 18 caméras et d’un télescope de suivi de 60cm. L’une sera installée au Chili à CTIO, l’autre à l’observatoire ALI à l’ouest du Tibet.

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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 NTT et le VLT en optique, ou ALMA en radio.

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.

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 Xinglong sous responsabilité chinoise.

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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

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Le second atelier scientifique SVOM a eu lieu du 24 au 28 avril 2017 à Quiannan (Chine).
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Le site fait actuellement l'objet d'une opération de maintenance.
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Les dernières nouvelles du projet sont consultables ici

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