Swift (télescope spatial)

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Swift
Description de cette image, également commentée ci-après

Vue d'artiste

Caractéristiques
Organisation NASA (Centre Goddard)
Domaine Observation des sursauts gamma
Statut Opérationnel
Masse 1 470 kg
Lancement
Lanceur Delta II 7320-10C
Autres noms Swift Gamma-Ray Burst Mission
Orbite Orbite basse
Altitude 600 km
Période 90 min
Inclinaison 20,6°
Télescope
Type Masque codé (BAT),
Wolter I (XRT),
Ritchey-Chrétien (UVOT)
Longueur d'onde Visible, ultraviolet, rayons X, rayons gamma doux
Programme Explorer
Identifiant COSPAR 2004-047A
Site swift.gsfc.nasa.gov
Principaux instruments
BAT Observatoire gamma
UVOT Télescope (optique/ultraviolet)
XRT Télescope rayons X

Swift est un télescope spatial multi spectral (rayons gamma, rayons X, ultraviolet, lumière visible) développé par l'agence spatiale américaine, la NASA, avec des contributions importantes de l'Italie et du Royaume-Uni. Lancé en 2004 par une fusée Delta 2, Swift a pour objectif d'identifier, localiser et observer les sursauts gamma. Ce phénomène astronomique, le plus violent de notre Univers, se caractérise par une émission de rayons gamma qui ne dure généralement de quelques millisecondes à quelques minutes. Du fait de cette brièveté et bien que la découverte de ce phénomène remonte à 1967, les astronomes ne disposent à l'époque du lancement de Swift que de peu d'informations sur l'origine et les caractéristiques des sursauts gamma.

Les problèmes techniques soulevés de manière générale par l'observation du rayonnement gamma ne permettent qu'une localisation grossière d'un sursautgamma. Mais celui-ci est généralement suivi par des émissions de rayons X et dans le domaine visible qui persistent durant plusieurs heures voir plusieurs jours. L'observatoire spatial Swift est conçu pour exploiter cette caractéristique grâce aux trois instruments scientifiques dont il dispose. Son télescope gamma BAT observe en permanence une fraction étendue du ciel pour détecter les sursauts gamma. Les données collectées sont analysées en temps réel par un logiciel embarqué paramétrable qui, dès qu'il identifie la signature caractéristique d'un sursaut gamma, transmet sa position à la fois aux deux autres instruments et aux contrôleurs au sol via le réseau de satellites de télécommunications géostationnaires TDRSS de la NASA. Le satellite, conçu pour disposer d'une grande agilité, pivote rapidement et pointe de manière précise un télescope rayons X XRT et un télescope optique (lumière visible/ultraviolet) UVOT co-alignés vers la région où le sursaut est apparu. Ces instruments raffinent la position du sursaut et enregistrent son spectre. Une position précise du sursaut gamma est communiquée 90 secondes après sa détection à la communauté astronomique. Les astronomes peuvent ainsi poursuivre les observations à l'aide d'autres instruments terrestres ou spatiaux.

Pour remplir sa mission Swift circule sur une orbite terrestre basse quasi équatoriale à 600 km d'altitude. Cet engin spatial d'une taille moyenne (1 470 kg) dont 843 kg d'instrumentation. Swift est une mission de type MIDEX du programme Explorer de la NASA. Le développement du télescope spatial a été piloté par le Centre Goddard et son cout est d'environ 250 millions US $. Le centre de contrôle du télescope spatial dépend de l'Université d'État de Pennsylvanie qui a joué un rôle central dans la réalisation de l'instrumentation scientifique. Lancé avec une mission primaire d'une durée de 2 ans, il est toujours en activité en 2016. Le télescope spatial a observé plus de 1 000 sursauts gamma à cette date. Il a permis de déterminer la contrepartie visuelle de nombreuses sources situées dans des galaxies lointaines et de confirmer que la plupart des sursauts gamma sont associés soit à l'effondrement d'une étoile géante aboutissant à la formation d'un trou noir ou d'une étoile à neutrons (sursauts longs) soit à la fusion de deux étoiles à neutrons binaires (sursauts courts). Il constitue l'observatoire le plus performant dans le recensement des phénomènes astronomiques transitoires et des sources astronomiques de rayons X durs.

Sursaut gamma[modifier | modifier le code]

Articles principaux : Sursaut gamma et hypernova.
Le sursaut gamma se traduit par la brève émission de deux faisceaux d'ondes étroits opposés dont l'un des deux peut être visible depuis la Terre s'il est dirigé vers celle-ci (vue d'artiste).

La mission Swift a pour objectif l'étude des sursauts gamma. Ceux-ci sont des émissions de rayons gamma (quelques photons par cm² et par seconde dans le spectre énergétique 50 à 300 keV), de courte durée : de quelques millisecondes à quelques dizaines de minute. Ces phénomènes, d'origine extra galactiques (ils apparaissent en dehors de notre galaxie), constituent les événements astronomiques dégageant la plus forte énergie de l’Univers : en quelques secondes le sursaut gamma libère dans un faisceau étroit plus d'énergie que celle produite par notre Soleil durant toute sa vie (10 milliards d'année). L'émission de rayons gamma est suivie d'émissions moins énergétiques (rayons X, ultraviolet, lumière visible, infrarouge, micro-ondes et ondes radio) et de plus longue durée (quelques heures à quelques jours). Les sursauts gamma sont rangés dans deux catégories en fonction de leur durée : les sursauts courts d'une durée moyenne de 0,3 seconde et les sursauts longs majoritaires d'une durée moyenne de 30 secondes. Les sursauts gamma sont détectés avec une fréquence moyenne quotidienne dans des portions du ciel à chaque fois différentes[1].

L'explication la plus courante des sursauts gamma longs est que ceux-ci sont le sous-produit d'une hypernova d'un type particulier : les collapsars. L'hypernova est l'explosion d'une étoile géante (20 à 30 fois la masse de notre Soleil) en fin de vie qui résulte de son effondrement gravitationnel et aboutit à la formation soit d'une étoile à neutrons soit d'un trou noir. La matière située à la périphérie du cœur de l'étoile est attirée par la région centrale plus dense et génère un disque d'accrétion avec des vitesses de rotation fortement différentiées selon la distance au centre de rotation. Cette rotation engendre un champ magnétique. Il existe plusieurs types d'hypernova selon les caractéristiques de l'étoile. Si l'étoile est extrêmement massive, d'une métallicité faible et que sa vitesse de rotation initiale est élevée (cas du collapsar), la torsion des lignes du champ magnétique générée par le différentiel de vitesse au sein du disque d'accrétion génère deux jets de matière étroits et symétriques dont la direction se confond avec l'axe de rotation. Le jet est émis à des vitesse proches de la celle de la lumière et est donc soumis à des phénomènes relativistes. La modélisation à l'origine du rayonnement gamma observé dans les sursauts gamma reste controversée. Selon le modèle de la boule de feu, au sein de la matière éjectée la vitesse, la pression, la température et la densité ne sont pas homogènes. Lorsqu'une couche de matière en rattrape une autre, le choc produit des photons gamma. Ce phénomène est bref. La matière expulsée se heurte au milieu interstellaire en produisant un rayonnement moins énergétique (rayons X, visible, ultraviolet...) sur une durée plus longue[2].

Historique des observations des sursauts gamma antérieures à la mission[modifier | modifier le code]

Le premier signal d'un sursaut gamma enregistré le 2 juillet 1967 par un instrument embarqué sur un satellite Vela 4.

Découverte des sursauts gamma (1967)[modifier | modifier le code]

Les sursauts gamma sont découverts accidentellement en juillet 1967 par deux satellites d'alerte précoce américains Vela chargés de contrôler l’application du traité portant sur l’interdiction des tests atomiques atmosphériques en détectant d'éventuelles explosions atomiques. L'origine du phénomène reste longtempsmystérieuse et une origine terrestre n'étant pas exclue, les données ne sont rendues publiques qu'en 1973. Jusqu'en 1991 très peu de progrès dans l'explication du phénomènes ont réalisés car l'observation des rayons gamma présente de nombreuses difficultés. Elle ne peut être qu'indirecte si elle est faite depuis la Terre car les photons gamma interagissent avec les atomes de l'atmosphère terrestre et se transforment en produisant des cascades électromagnétiques. L'observation depuis l'espace se heurte au très grand pouvoir de pénétration dans la matière des photons gamma très énergétiques, ce qui empêche leur détection à l'aide d'instruments optiques conventionnels[3].

Les détecteurs de rayons gamma disponibles à l'époque manquant de précision, les astronomes n'arrivent pas à situer dans le ciel de manière précise l'origine de ces phénomènes même en effectuant des triangularisation à l'aide de plusieurs instruments. Faute de disposer de cette information, les astronomes ne peuvent déterminer à quelle distance se produisent les sursauts gamma. Deux théories s'affrontent. Selon les uns la source se situe à l'extérieur de notre galaxie mais la majorité estime que la quantité d'énergie reçue au niveau de la Terre est trop importante pour qu'elle se produise à une telle distance. Pour ces derniers ces événements ont lieu dans notre galaxie et constituent une manifestation des étoiles à neutrons[3].

Les observations de CGRO (1991) : l'origine galactique exclue ?[modifier | modifier le code]

Répartition des sursauts gamma observés par BATSE en fonction de la durée : deux classes de sursaut gamma peuvent être distinguées.
Les sources de sursauts gamma telles que localisées par l'instrument BATSE de l'observatoire spatial CGRO.

En 1991 l'observatoire spatial CGRO de la NASA dédié à l'étude du rayonnement gamma débute ses observations en orbite. À l'aide de son instrument BATSE, qui travaille dans la bande spectrale 20  keVMeV, il commence à effectuer un relevé systématique des sources de rayonnement gamma transitoires dont les sursauts gamma. En quelques années CGRO identifie plusieurs centaines de sursauts gamma. Lorsque ces événements sont positionnés sur une carte du ciel (voir illustration ci-contre), les astronomes constatent qu'ils sont distribués de manière uniforme dans toutes les directions ce qui semble prouver que les sources de ces phénomènes ne sont pas localisés dans la Voie Lactée (notre galaxie) qui vue de la Terre se situe au niveau de l'équateur de la carte céleste. Toujours réticents à l'idée que des phénomènes d'une telle puissance apparente puissent se produire (si on retient une origine extra-galactique), certains astronomes tentent d'expliquer ce résultat en se basant sur une nouvelle théorie qui situe les sursauts gamma dans le nuage de Oort, à la lisière du système solaire[3].

Confirmation de l'origine extragalactique par Beppo-SAX (1997)[modifier | modifier le code]

En 1997 l'agence spatiale italienne place en orbite le télescope spatial Beppo-SAX. Ses caractéristiques lui donne la capacité d'observer le rayonnement X des émissions rémanentes des sursauts gamma et donc de mesurer la distance à laquelle se situe la source. Les observations permettent de constater que les émissions rémanentes X se prolongent plusieurs jours. Tous les sursauts gamma mesurés se situent plus loin que notre galaxie, le plus lointain se trouvant à plusieurs milliards années-lumières (décalage vers le rouge de 4,5). Ces observations réfutent définitivement la théorie d'une source située dans la Voie Lactée (notre galaxie) et confirme l'énorme quantité d'énergie libérée par les sursauts gamma[3]. On établit à cette époque que compte tenu de la distance des sources et en partant de l'hypothèse que le faisceau d'énergie est directionnel et émis dans volume d'espace de 0,1 stéradian, l'énergie libérée par ces phénomène est comprise entre 1051 et 1052 ergs. On établit à cette époque que le dégagement d'une telle quantité d'énergie ne peut qu'être lié l'effondrement d'une étoile géante aboutissant à la formation d'un trou noir[4]. La première observation de contrepartie optique d'un sursaut gamma est effectuée par l'observatoire spatial infrarouge Herschel de l'agence spatiale européenne (GRB 970228). Là encore l'émission rémanente se prolonge durant plusieurs jours[3]

Toutes les mesures effectuées à l'époque concernent les sursauts longs. Par contre le mécanisme de production et la localisation des sursauts courts, très difficiles à observer du fait de leur brièveté, restent inconnus.

Architecture de la mission Swift[modifier | modifier le code]

En 2004, les découvertes effectuées par le télescope spatial BeppoSAX ainsi les observations réalisées par la suite depuis le sol ont permis de déterminer que les sursauts gamma se produisent dans des galaxies lointaines (décalage vers le rouge compris entre 0,0085 et 4,5). À cette date la distance d'une trentaine de ces événements a pu être déterminée. Jusque là du fait de la brièveté du phénomène (quelques dizaines de secondes) il a été très difficile de fournir à temps une localisation suffisamment précise pour permettre des observations détaillées : sauf dans deux cas, les observations n'ont pu être effectuées qu'après un délai compris entre 3 et 8 heures et n'ont donc porté que sur les émissions postérieures au sursaut gamma[5].

L'architecture du télescope Swift a été conçue pour permettre de :

  • transmettre la position d'un sursaut gamma dans les secondes qui suivent sa détection aux astronomes travaillant depuis le sol pour qu'ils puissent pointer leurs instruments terrestres et éventuelles d'autres télescopes spatiaux comme Hubble avant l'extinction de l'émission de photons gamm. Compte tenu de la courbe de distribution des durées des sursauts gamma, les concepteurs de la mission estiment que, dans environ 10 % des cas, les observations dans le rayonnement X et ultraviolet pourront être effectuées alors que le sursaut gamma est toujours en cours;
  • effectuer immédiatement avec les instruments du bord des observations de l'événement sur un large spectre électromagnétique allant de la lumière visible aux rayons gamma en passant par l'ultraviolet et les rayons X.
Utilisation des trois instruments de l'observatoire spatial Swift pour localiser un sursaut gamma.

Pour remplir ces objectifs l'observatoire spatial dispose :

  • d'un détecteur rayons gamma (BAT) doté d'un large champ de vue (un huitième de la sphère céleste) et d'une sensibilité suffisante pour fournir une première localisation précise d'une centaine de sursauts gamma par an.
  • Swift dispose d'un logiciel embarqué qui détermine sans intervention du sol, en fonction de certains paramètres, si l'événement détecté par l'instrument BAT mérite une observation plus poussée et, en cas de réponse positive, déclenche une rotation du satellite pour pointer un télescope à rayons X et un télescope visible/ultraviolet co-alignés vers la source localisée par BAT. Le programme calcule la meilleure trajectoire de rotation pour éviter de diriger les instruments sensibles vers le Soleil, la Lune et la Terre
  • Le satellite peut modifier rapidement son orientation grâce à des roues de réaction tout en ayant la capacité à faire face aux variations rapides de température qui découlent du changement des zones exposées au Soleil. C'est à cette agilité que le télescope spatial doit son nom : Swift est la désignation anglaise du martinet, un oiseau capable d'effectuer en vol de rapides changements de direction[6],[7].
  • Le système de télécommunications de Swift est conçu pour fournir les informations de localisation aux stations terrestres en quasi temps réel. Dans la mesure ou le satellite circule en orbite basse, il n'est à portée de réception de la station terrestre qu'une dizaine de fois par jour. Pour contourner ce problème les données sont envoyées vers les satellites de télécommunications TDRSS de la NASA situées en orbite géostationnaire. Depuis cette orbite haute, ces satellites sont en permanence en vu des stations terrestres et ils relaient l'information transmise par Swift.

Objectifs scientifiques[modifier | modifier le code]

Le modèle de la boule de feu est la théorie admise de production du rayonnement des sursauts longs.

Les objectifs fixés à la mission Swift au moment du lancement sont les suivants :

Déterminer le processus à l'origine des sursauts gamma et identifier les différentes catégories de ce phénomène[modifier | modifier le code]

La durée des sursauts gamma est très variable (de quelques millisecondes à plus d'une minute) avec une durée moyenne comprise entre 2 et 10 secondes. Les émissions postérieures au sursaut gamma proprement dit dans le domaine spectral des rayons X et de la lumière visible ont des caractéristiques variables qui pourraient traduire des processus de genèse variés. À la date du lancement de Swift deux processus générateurs de sursaut gamma ont été identifiés : l'Effondrement gravitationnel d'une étoile géante aboutissant à la formation d'un trou noir et la fusion de deux étoiles à neutrons binaires. Mais d'autres processus pourraient produire des sursauts gamma : certains théoriciens affirment à l'époque que l'évaporation des trous noirs pourrait également produire un sursaut gamma d'une durée inférieure à 2 secondes. Dans ce contexte la mission Swift a pour objectif de [8] :

  • Observer le rayonnement gamma et les émissions sur les autres longueurs d'onde de plusieurs centaines de sursauts,
  • Détecter des sursauts plus courts, plus longs et jusqu'à trois fois plus faibles que ceux découverts avec l'instrument BATSE de l'observatoire spatial CGRO, qui constitue la mission la plus récente placé en orbite pour étudier ce phénomène,
  • Identifier les galaxies qui hébergent les sursauts gamma en fournissant la position des sources avec une précision de l'ordre de la seconde d'arc. L'objectif est notamment de déterminer si les sursauts gamma se produisent systématiquement dans des galaxies pouponnières d'étoiles.
  • Mesurer la distribution de la distance des sursauts gamma (via la détermination du décalage vers le rouge) et étudier comment les valeurs prises par l'énergie et la luminosité évoluent en fonction de celle-ci.
  • Analyser l'environnement local des sursauts gamma en particulier la densité de la poussière interstellaire présente. Cette valeur est un marqueur du processus de formation des étoiles.

Détermination des processus physiques et déroulement du sursaut gamma[modifier | modifier le code]

Les sursauts gamma constituent les explosions les plus puissantes de l'Univers connu après le Big Bang. Les énergies en jeu sont beaucoup plus importantes que tout ce qui peut être reproduit en laboratoire. Chaque sursaut gamma est à ce titre une source d'informations potentielle sur la physique nucléaire et fondamentale. L'explosion balaie le milieu interstellaire avec des débris qui, pour certains, atteignent des vitesses proches de celle de la lumière. L'onde de choc réchauffe les gaz environnants en les portant à des températures extrêmement élevées et déclenche peut être la formation de nouvelles étoiles. Ce sont les interactions au sein de cette onde de choc et avec le milieu environnement qui produisent l'émission des rayons gamma que nous voyons. La portée de cette onde de choc et la largeur du faisceau gamma émis restent à préciser. Dans ce contexte Swift doit [9] :

  • Effectuer des mesures détaillées des émissions sur l'ensemble du spectre électromagnétique immédiatement après le sursaut gamma
  • Mesurer durant plusieurs jours les émissions postérieures au sursaut lui-même dans de nombreuses longueurs d'onde pour permettre la reconstruction de l'évolution de l'onde de choc.
  • Rechercher les raies spectrales dans le rayonnement X qui pourraient fournir des informations sur les éléments chimiques présents dans l'onde de choc et sur sa structure.

Détermination des caractéristiques de la phase primordiale de l'univers[modifier | modifier le code]

Selon certains théoriciens, une petite fraction des sursauts gamma se sont produits au sein des premières étoiles de l'univers (Population III). Ces étoiles se distinguent par leur masse (en moyenne 100 à 1000 fois plus importante que celle de notre Soleil) et leur composition chimique (absence d'éléments chimiques plus lourds que l'hydrogène et l'hélium). Compte tenu de leur masse, leur mort devrait générer un sursaut gamma. Swift devrait donc pouvoir cartographier ces étoiles qu’aucun télescope existant ne peut observer. Sur ce thème les objectifs de la mission Swift sont les suivants[9] :

  • Utiliser les sursauts gamma comme des balises signalant les étoiles de l'univers primordial grâce à l'étude des émissions postérieures au sursaut gamma et fournir des positions précises pour permettre de poursuivre des observations plus poussées avec les télescopes terrestres les plus puissants.
  • Utiliser l’absorption des rayons X émis par les sursauts gamma pour déterminer la quantité de gaz et de poussière invisible présents sur la trajectoire entre la source et la Terre et contribuer ainsi à déterminer les caractéristiques du milieu intergalactique et celui des groupes de galaxies.
  • mesurer le taux de formation des étoiles dans l'Univers à des distances beaucoup plus importantes que ce qui est connu jusque là
  • Mesurer la somme des lignes d'absorption dans le spectre optique des quasars et des galaxies lointaines pour déterminer la structure en réseau des chaines de galaxies et de groupes de galaxies.

Recensement des sources de rayons X durs[modifier | modifier le code]

Swift effectuera un recensement poussé des émissions de rayons X dur émanant de l'ensemble de la voute céleste. La sensibilité des instruments de Swift, 20 fois supérieure à celle des instruments existants sur cette partie du spectre électromagnétique, devrait permettre de découvrir 400 trous noirs supermassifs dont les émissions en rayons X mous sont actuellement masquées[10].

Caractéristiques techniques[modifier | modifier le code]

Swift peu avant son lancement.

Le satellite comporte une plateforme (bus) comprenant toutes les servitudes et d'un module regroupant les trois instruments formant la charge utile. La masse totale du télescope est de 1 467 kg dont 834 kg d'instrumentation scientifique.

Plateforme[modifier | modifier le code]

La plateforme est fournie par la société américaine Spectrum Astro, à l'époque une filiale de General Dynamics dont l'activité est en 2016 intégrée au sein du constructeur de lanceurs et de satellites Orbital ATK. La plateforme se caractérise par sa grande manœuvrabilité et la grande précision du pointage. Le bus est une structure à 6 faces. Les boitiers électroniques et les équipements sont montés sur les faces extérieures en laissant l'intérieur de la structure vide, pour permettre d'y insérer l'extrémité des deux télescopes caractérisés par leur grande longueur. L'énergie électrique est fournie par deux ailes disposant d'un degré de liberté et composées chacune de 3 panneaux solaires. Ceux-ci utilisent des cellules solaires triple jonction GaAs/Ge fournissant en tout 2 132 Watts en fin de mission. Swift est stabilisé 3 axes. Le pointage est effectué grâce à des roues de réaction et est connu avec une précision de 2,2 secondes d'arc. Ce dispositif lui permet de pivoter de 50° en moins de 75 secondes. Il dispose de deux méthodes pour communiquer avec le sol. Il peut transmettre à tout moment celles-ci en passant par la constellation de satellites géostationnaires de la NASA TDRSS avec un débit de 2 kilobits/seconde. Les données scientifiques détaillées sont stockées à bord dans une mémoire de masse de 32 gigabits et sont transmises avec un débit de 2,25 mégabits/seconde lorsque le télescope spatial survole la station de Malindi. Le télescope spatiale est conçu pour une durée de vie de 7 ans[11],[7].

Instrumentation scientifique[modifier | modifier le code]

Le satellite comprend trois instruments dont les axes optiques sont parallèle.Ils sont utilisés dans l'ordre de leur description ci-dessous afin d'affiner progressivement l'identification de la source des sursauts gamma détectés par le télescope gamma :

  • Burst Alert Telescope, ou BAT, télescope de sursaut gamma, de 15 à 350 keV d'énergie pour repérer et calculer les coordonnées, et obtenir un spectre entre 15 et 150 keV.
  • X-Ray Telescope, ou XRT, télescope à rayons X de 0,2 à 10 keV d'énergie. Il permet d'affiner le repérage jusqu'à quelques secondes d'arc près.
  • UltraViolet/Optical Telescope, ou UVOT, télescope UV/Optique de 170 à 650 nm pour des images et le suivi.
Principales caractéristiques des instruments [7]
Instrument BAT XRT UVOT
Type Masque codé Wolter I Ritchey-Chrétien
Spectre (énergie ou longueur d'onde) Gamma (15150 keV) Rayons X (0,2-10 keV) Ultraviolet/Visible (170 nm - 650 nm )
Champ optique 2 stéradians 23,6 x 23,6 minutes d'arc 17 x 17 minutes d'arc
Résolution angulaire 1 à 4 minutes d'arc 3 à 5 secondes d'arc 0,3 seconde d'arc
PSF 17 minutes d'arc 18 secondes d'arc @1,5 keV 0,9 secondes d'arc @ 350 nm
Type détecteur CdZnTe CCD de l'instrument EPIC de XMM Newton CCD intensifié
Nbre éléments détecteur 256 modules de 128 éléments 600 x 600 pixels 2048 x 2048 pixels
Sensibilité 2 x 10-14 ergs cm-2s-1
(temps d'exposition de 10000 secondes)
magnitude 24 sans filtre
(temps d'exposition de 1000 secondes)
Autre caractéristique Surface du détecteur : 5 200 cm2
Élément détecteur : 4 mm x 4 mm x 2 mm
Superficie effective : 135 cm2 @1,5 keV ouverture de 12,7
6 filtres , magnitude > 7
Masse 198,1 kg

Instrument BAT (rayons X mous)[modifier | modifier le code]

Schéma montrant le principe de fonctionnement d'un télescope à masque codé avec deux sources de rayonnement.

BAT (Burst Alert Telescope) est un télescope à masque codé. Cette technique optique est utilisée pour obtenir une image des émissions de photons à haute énergie (rayons X durs, rayons gamma), qu'un dispositif optique classique (lentille, miroir) ne peut faire converger vers le détecteur car ils traversent ces éléments optiques sans dévier. Le masque codé est interposé au-dessus du détecteur et est partiellement opaque aux photons étudiés. Il est percé de trous formant un motif qui est reproduit sur le détecteur par les photons qui ne sont pas rejetés par le masque. En fonction du décalage horizontal de cette ombre portée sur le plan du détecteur, le gisement de la source des photons peut être déterminée. BAT dispose d'un détecteur d'une superficie de 0,52 m2 composé de 32 768 éléments en CdZnTe d'une superficie de 4 × 4 mm[12]. Le détecteur est placé 1 mètre derrière un masque codé. Celui-ci d'une superficie de 2,7 m2 est composé de 52 000 éléments en plomb de forme carrée de 5 × 5 mm et d'une épaisseur de 1 mm. Les éléments du masque codé sont fixés sur une structure en matériau composite (nid d'abeille) de 5 cm d'épaisseur. Le masque, qui a la forme d'un D aux coins coupés long de 2,4 mètres et large de 1,2 mètres, est fixé au-dessus du plan du détecteur via des montants en fibre composite. Le masque est ouvert à 50% c'est à dire que 50% de sa superficie est constituée de trous. Le motif du masque n'est pas du type URA (Uniformly Redondant Array) car cette forme qui normalement limite l'influence du bruit de fond ne convient pas du fait des caractéristiques particulières de BAT à savoir le champ optique grand angle retenu (la surface du masque est beaucoup plus importante que celle du détecteur) et le plan du détecteur non uniforme (il y a des lacunes entre les modules composant le détecteur)[13].

Télescope XRT (rayons X)[modifier | modifier le code]

XRT (X-Ray Telescope) est un télescope à rayons X mous (0,2-10 keV) qui doit fournir la position, le spectre et la brillance des sursauts gamma et des émissions postérieures en couvrant la décroissance des flux de photons sur 7 ordres de grandeur. Tous les sursauts gammas observés à l'aide de Beppo-Sax ont démontré que le pic gamma était systématiquement suivi d'une émission de rayonnement X d'une durée de 6 à 8 heures alors que la contrepartie optique ne semble exister que dans 60% des cas. Alors que les observations du rayonnement X avec Beppo-Sax ne débutaient qu'après une décrue de 4 à 5 ordres de grandeur de l'intensité de l'émission, il est prévu que les observations débutent avec XRT dans certains cas alors que le sursaut gamma proprement dit est toujours en cours. XRT doit également permettre d'affiner la position fourni par l'instrument BAT en faisant passer celle-ci de 1-4 minutes d'arc à 2,5 secondes d'arc en moins de 10 secondes. Dans certains cas l'instrument est capable de fournir le décalage vers le rouge (donc la distance) de la source[14].

Le télescope XRT a été développé pour un cout réduit grâce à l'utilisation de composants développés pour des missions spatiales précédentes. Le télescope de manière globale est dérivé du télescope JET-X développé par l'Université anglaise de Leicester pour l'observatoire spatial russe Spectrum X-Gamma projet abandonné faute de financement puis refondu pour devenir Spektr-RG. Le télescope utilise en particulier le miroir de type Wolter I développé par l'Observatoire astronomique de Brera. Le détecteur est un CCD de la société EEV développé pour l'instrument EPIC de la mission XMM-Newton de l'Agence spatiale européenne. Enfin l'électronique est dérivée de celle d'EPIC et de celle de l'instrument CUBIC du satellite SAC-B[14].

La structure du télescope repose sur une pièce annulaire centrale l'OBIF (Optical Bench Interface Flange) réalisée en aluminium sur laquelle sont fixés les tubes avant arrière du télescope d'un diamètre de 508 mm (l'anneau est situé au 2/3 avant) ainsi que le miroir[15]. Le miroir de type Wolter I est constitué de 12 coquilles concentriques en nickel recouverts d'une couche d'or avec une longueur focale de 3,5 mètres[16].

Télescope UVOT (rayons ultraviolet)[modifier | modifier le code]

UVOT (UltraViolet/Optical Telescope) est un télescope optique utilisant une montureRitchey-Chrétien modifiée avec un miroir primaire de 30 cm de diamètre et une ouverture de 12,7. La lumière est redirigée par un miroir incliné à 45° vers un deux détecteurs redondants en passant à travers une roue porte filtres à 11 positions. Son champ optique est de 17 minutes d'arc. La roue porte-filtres permet d'interposer 6 filtres à bande spectrale large (respectivement UVW2, UVM2, UVW1, U, B et V). Le capteur est constitué par un CCD intensifié ayant une définition de 2 048 × 2 048 pixels : chaque pixel représente donc un secteur de 0,5 × 0,5 secondes d'arc. Il permet d'observer à la fois en lumière visible et dans l'ultraviolet (170 à 650 nanomètres). Son axe est parallèle à celui du télescope XRT ce qui permet de rapprocher les observations effectuées dans le domaine des rayons X avec des sources observées par l'instrument dans le spectre visible. Il permet d'identifier la contrepartie optique des sursauts gamma et d'évaluer leur distance. Le télescope avec les détecteurs dérivent directement de l'instrument OM (Optical Monitor) de l'observatoire spatial XMM-Newton de l'Agence spatiale européenne[17].

Développement de la mission et lancement[modifier | modifier le code]

Lancement de la mission Swift (octobre 2004).

En octobre 1999 la NASA sélectionne deux missions spatiales dans le cadre de son programme Explorer qui regroupe des projets scientifiques gérés par le Centre Goddard : un satellite d'astrométrie FAME qui sera abandonné par la suite du fait d'un dépassement de budget et Swift qui a pour objectif l'étude des sursauts gamma. Swift est une mission Explorer de cout intermédiaire MIDEX (medium-class Explorer) évalué à l'époque à 163 millions US$[18].

La construction du satellite est confiée à la société General Dynamics. Les instruments sont réalisés par différents laboratoires américains et internationaux. La réalisation du télescope gamma BAT est prise en charge par le centre Goddard. Le télescope XRT est réalisé principalement par une équipe de l'Université d'État de Pennsylvanie avec des participations italiennes (le miroir fourni Osservatorio Astronomico di Brera) et anglaise (Université de Leicester). Enfin le développement du télescope UVOT est confié à l'Université de Pennsylvanie. Le contrôle de la mission en vol est également pris en charge à cette université. La collecte des données se fait via l'antenne parabolique de Malindi gérée par l'agence spatiale italienne. Celles-ci sont traitées, distribuées et archivées par le centre Goddard[19].

Swift est placé en orbite le 20 octobre 2004 par une fusée Delta II 7320-10C tirée depuis la base de lancement de Cape Canaveral. Le cout total de la mission est désormais évalué à environ 250 millions de US dollars y compris les contributions des pays participants, principalement le Royaume-Uni et l'Italie[20],[21]. Les deux premiers mois sont consacrés à la mise en service et à l'étalonnage des instruments. Les débuts sont émaillés de petits incidents mais un problème grave survient le 3 décembre 2004 lorsqu'une tempête solaire de grande ampleur fait basculer l'engin spatial en mode survie. L'alimentation électrique du système de refroidissement thermoélectrique du détecteur du télescope XRT est mis hors service de manière définitive. Dans les semaines suivantes de nouvelles contraintes de pointage des instruments sont ajoutées pour permettre au radiateur de faire descendre de manière passive la température du détecteur en dessous des -70°C nécessaire à son fonctionnement[22]. Les instruments deviennent progressivement opérationnels courant janvier 2015[23],[24]. Le 5 avril 2005 l'observatoire spatial, qui a déjà détecté 24 sursauts gamma, observe pour la première fois à l'aide de l'instrument UVOT une contrepartie ooptique. La mesure du décalage vers le rouge permet d'évaluer la distance de la source du sursaut gamma à 9 milliards d'années-lumière[25].

Déroulement des observations[modifier | modifier le code]

Schéma décrivant le processus des observations effectuées par observatoire spatial Swift et de leur traitement.

Swift circule sur une orbite terrestre basse de 584 × 601 km d'altitude en maintenant ses instruments pointés vers une portion du ciel pré programmée par l'équipe scientifique correspondant par exemple au suivi des émissions du rayonnement X et visible d'un sursaut gamma postérieures à son apparition. L'inclinaison orbitale retenue (20,6°) permet de réduire le temps passé dans l'anomalie magnétique de l'Atlantique sud qui contribue à détériorer les performances des détecteurs[26]. Les instruments ne pouvant être pointés à moins de 28° du limbe de la Terre, 46° du limbe du Soleil et 23° du limbe de la Lune. Aussi une cible donnée ne peut être observée de manière continue que durant 20 à 30 minutes[27]. Au cours d'une orbite donnée, plusieurs cibles pré programmées sont observées successivement. Ces observations sont interrompues si un nouveau sursaut gamma est identifié.

L'apparition d'un nouveau sursaut gamma est détectée par le télescope gamma grand angle BAT à masque codé. Cette détection est effectuée par un programme mis au point en partie dans le cadre de la mission spatiale HETE. Celui-ci recherche dans les données collectées par BAT les variations anormales du nombre de photons gamma reçus en éliminant les sources de fausses alertes, comme les particules issues de la magnétosphère, ainsi que les sources astronomiques variables déjà référencées dans un catalogue stocké à bord. Sous-produit de cette surveillance, Swift transmet toutes les 5 minutes une carte des sources de rayonnement X dur variables déjà référencées échantillonnés dans 80 bandes de fréquence. L'apparition d'un sursaut gamma est daté avec une précision de 0,1 seconde. Cette détection déclenche une séquence automatique d'opérations[28].

Les télescopes rayons X XRT et optique/ultraviolet UVOT sont pointés en quelques dizaines de secondes vers la source pour recueillir le spectre du phénomène. En parallèle Swift envoie une alerte via les satellites de télécommunications géostationnaires TDRSS de la NASA à la station de White Sands. L'information est centralisée au GCN (Gamma-ray burst Coordinates Network) qui est chargé de la diffuser auprès des observatoires terrestres pour permettre des observations plus approfondies par la communauté astronomique. Swift continue à observer durant plusieurs dizaines de minutes le sursaut. Lors du survol postérieur de la station de Malindi (il y a 9 à 12 survols par jour), toutes les données recueillies par les instruments sont transmises. Ces données sont transmises par le centre de contrôle du télescope spatial hébergé par l'Université d'État de Pennsylvanie au centre de calcul dédié SDC (Swift Data Center) qui les traite. Les premiers résultats sont diffusés via internet 3 heures après l'événement. Les résultats sont communiqués aux centres chargés de les conserver (HEASARC pour la NASA, ISAC en Italie et UKDC au Royaume-Uni) en moyenne une semaine plus tard[29].

Séquence automatique des opérations déclenchées par la détection d'un sursaut gamma[30]
Délai depuis détection Opération à bord du satellite Opération au sol
0 s. Détection du sursaut gamma par l'instrument BAT
10 s. Début de la rotation du satellite pour pointer ses instruments vers la source
20 s. Localisation du sursaut par BAT diffusée par le GCN
90 s. Les instruments XRT et UVOT sont pointés vers la source
95 s. Première image obtenue par XRT
Localisation de la source par XRT
Courbe de lumière de BAT diffusée par le GCN
Localisation du sursaut par XRT diffusée par le GCN
120 s.
250 s. Fin de la cartographie optique par UVOT
300 s. Cartographie optique diffusée par le GCN
1200 s. Fin du recueil du spectre par XRT
1212 s. Spectres de XRT diffusés
7200 s. Fin de la séquence d'observations avec le télescope UVOT
environ 10000 s. Survol de la station terrestre de Malindi Récupération des données collectées
Éventuellement envoi d'un nouveau programme d'observation

Principaux résultats[modifier | modifier le code]

Le sursaut gamma GRB080319B vu par XRT (à gauche) et UVOT (à droite).

Pratiquement chaque année les données recueillies par l'observatoire spatial débouchent sur la découverte d'un nouveau phénomène astronomique. L'observatoire détecte chaque année une centaine de nouveaux sursauts gamma.

Recensement et typologie des sursauts gamma
  • Swift a largement contribué à faire progresser notre compréhension des sursauts gamma en découvrant plus de 1 000 événements de ce type (bilan à novembre 2015) dont 10% de sursauts courts. La distance de 30% de ces sursauts a pu être établie[31]
  • Swift a détecté une nouvelle classe de sursauts gamma de longue durée caractérisée par un rayonnement plus doux qui ne sont pas associés à des supernovae[32]
  • L'instrument XRT a découvert des changements brusques dans le rayonnement X associé aux sursauts gamma et dans certains cas une décrue très progressive de ce rayonnement. Ce constat suggère que le moteur du sursaut reste actif plusieurs minutes voir plusieurs heures après son début[32].
Formation des sursauts courts
  • Les instruments UVOT and XRT, en fournissant la position de sursauts courts avec une précision de l'ordre de la seconde d'arc via l'observation de la contrepartie X/optique, ont permis de renforcer la théorie qui associe les sursauts cours à la fusion de deux étoiles à neutrons[32],
  • Swift a confirmé la présence d'une émission rémanente (X et optique) et contribué à renforcer la théorie selon laquelle l'événement générateur n'est pas l'effondrement d'une étoile géante
  • Les sursauts courts détectés se situent plus près de la Terre (en moyenne Z=0,5 contre z =2,7 pour les sursauts longs)
  • Les sursauts gamma courts ont des caractéristiques (spectre électromagnétique, évolution de celui-ci,...) similaires aux sursaut longs. Les différences portent uniquement sur l'événement qui les génère[33].
Étude de la première génération d'étoiles

Aucune étoile de population III (catégorie hypothétique) n'a pu être identifiée mais Swift a permis de détecter grâce au sursaut GRB 090423 l'objet céleste le plus lointain jamais découvert. Celui-ci se trouve à 13,035 milliards années-lumières de la Terre (décalage vers le rouge de 8,2) soit 630 millions d'années après le Big Bang ou 230 millions d'années après le début de la formation des étoiles ((fin des Âges sombres[34].

Recensement des phénomènes transitoires

Swift est l'engin spatial qui a fait preuve de la plus grande efficacité pour le recensement des phénomènes transitoires :

Recensement des sources de rayons X durs
  • Dans le cadre d'une campagne d'observation de 70 mois, 1171 sources de rayonnement X durs ont été détectés associées à 1210 contreparties. Ces relevés ont identifié toutes les sources émettant au moins 1,03 -11 ergs/sec/cm² pour 50% de la voute celeste et celles émettant au moins 1,34 -11 ergs/sec/cm² pour 90% de celle-ci[36]
  • Ce recensement a permis d'identifier plus de 700 galaxies actives[36].
Divers
  • Swift a premier d'obtenir des informations uniques sur le rayonnement ultraviolet et X des comètes Lulin and 8P/Tuttle ainsi que sur l'impact déclenché par la sonde spatiale Deep Impact.
  • Swift a permis de détecter la dislocation d'une étoile par un trou noir supermassif[37],[38].

Successeurs de Swift[modifier | modifier le code]

Swift restait fin 2014 l'observatoire spatial opérationnel le plus performant pour détecter les phénomènes astronomiques transitoires grâce à la large couverture spectrale de ses instruments, la précision de la localisation des sources par ceux-ci et sa capacité à adapter rapidement son programme d'observation[39]. L'état de santé de Swift lui permet de poursuivre ses investigations durant encore une décennie[40]. Il manque toutefois à Swift certaines capacités lui permettant de répondre aux objectifs scientifiques désormais associés aux sursauts gamma[41] :

  • étude de la phase de réionisation et des premières étoiles de l'univers (Population III). Celle-ci nécessite un instrument de spectroscopie en proche infrarouge,
  • détection des sursauts courts sur le ciel entier dans un délai très bref (<10 secondes)
  • étude de la physique des jets.

La NASA a mené plusieurs études sur le successeur de Swift prenant en compte ces nouveaux objectifs : projet EXIST (observatoire analogue à Swift avec des performances plus poussées), instrument HXI embarqué sur le futur mais hypothétique satellite brésilien MIRAX, Lobster 2011 (observatoire X grand angle utilisant la technique des micro-canaux + infrarouge) , Lobster 2012 (projet précédent réduit à l'instrument X installé sur la station spatiale internationale). Mais aucun n'a obtenu de financement[41]. De son côté l'Agence spatiale européenne a proposé deux projets en relation avec les sursauts gamma pour la mission M4 (lancement en 2025) de son programme scientifique Cosmic Vision - THESEUS et LOFT - mais aucun n'a franchi l'étape de pré sélection qui a eu lieu en 2015[42]. La mission ATHENA (télescope X dont le lancement est prévu en 2028) doit de manière indirecte contribuer à l'étude des sursauts gamma les plus anciens[43]

La France et la Chine développent ensemble SVOM, un engin spatial de plus petite taille qui reprend le même concept que Swift avec des performances moindres (par exemple précision position gamma : 16 minutes d'arc au lieu de 4) mais avec des fonctionnalités complémentaires. SVOM, qui doit devenir opérationnel vers 2021, dispose comme Swift d'un télescope gamma grand angle (ECLAIR), d'un télescope rayons X utilisant une nouvelle technologique (micro-canaux) et d'un télescope fonctionnant en lumière visible. Il incorpore une capacité d'observation dans le proche infrarouge (mais l'ultraviolet ext exclus du spectre observé), une surveillance du rayonnement gamma dur (500 keV) sur une champ optique élargi grâce à l'emport d'un quatrième instrument[44].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. Swift Explorer - News Media Kit, p. 1
  2. Swift Explorer - News Media Kit, p. 18
  3. a, b, c, d et e (en) « Gamma-Ray Bursts », Centre Goddard (consulté le 24 mars 2016)
  4. Gehrels 2004, p. 4
  5. The Burst Alert Telescope (BAT) on the Swift MIDEX Mission, p. 2
  6. (en) « Swift Facts and FAQ », Centre Goddard (consulté le 22 mars 2016)
  7. a, b et c (en) « Swift (fiche synthétique de la NASA) », sur Swift, Centre Goddard (consulté le 26 mars 2016)
  8. Swift Explorer - News Media Kit, p. 7-8
  9. a et b Swift Explorer - News Media Kit, p. 8
  10. Swift Explorer - News Media Kit, p. 9
  11. (en) « Swift (fiche synthétique du constructeur) », Orbital ATK,‎
  12. The Burst Alert Telescope (BAT) on the Swift MIDEX Mission, p. 5-6
  13. The Burst Alert Telescope (BAT) on the Swift MIDEX Mission, p. 9
  14. a et b (en) « Overview of the Swift X-ray Telescope », Université d'État de Pennsylvanie (consulté le 26 mars 2016)
  15. (en) « XRT Structure Description », Université d'État de Pennsylvanie (consulté le 26 mars 2016)
  16. (en) « Optics Description », Université d'État de Pennsylvanie (consulté le 26 mars 2016)
  17. The Swift Ultra-Violet/Optical Telescope, p. 2-3
  18. (en) « Penn State Research Team Wins Satellite Competition », Université d'État de Pennsylvanie,‎
  19. Swift Explorer - News Media Kit, p. 14
  20. (en) « NASA Successfully Launches Swift Satellite », sur Spaceref,‎
  21. (en) « Nasa launches cosmic blast hunter », sur BBC,‎
  22. (en) Alan Wells, « Reflec%ons on Swift from the Early Years »,‎
  23. (en) « Swift Sees Pinwheel Galaxy, Satellite Fully Operational », Université d'État de Pennsylvanie,‎
  24. (en) « Swift X-ray Telescope Sees Its First Light and Captures Its First Gamma-Ray-Burst Afterglow », Université d'État de Pennsylvanie,‎
  25. (en) « Swift Mission Nabs Its First Distance Measurement to Star Explosion », Université d'État de Pennsylvanie,‎
  26. The Swift Technical Handbook, p. 12-13
  27. The Swift Technical Handbook, p. 14
  28. The Swift Technical Handbook, p. 19-20
  29. (en) « Swift Observing Strategy and Data Flow », Centre Goddard de la NASA (consulté le 19 mars 2016)
  30. (en) « Swift Observing Strategy », sur Swift, Centre Goddard de la NASA (consulté le 19 mars 2016)
  31. (en) « NASA's Swift Spots its Thousandth Gamma-ray Burst », sur NASA,‎
  32. a, b, c et d (en) « Swift's Key Discoveries », sur Swift, Centre Goddard de la NASA (consulté le 30 mars 2016)
  33. (en) Giancarlo Ghirlanda, « Are Short GRBs similar to long ones ? »,‎
  34. (en) « New Gamma-Ray Burst Smashes Cosmic Distance Record », sur NASA,‎ 28 avrol 2009
  35. (en) GianLuca Israel, « The beat of the Swift sky », INAF- Observatoire de Rome,‎
  36. a et b (en) « Swift BAT 70-Month Hard X-ray Survey », sur Swift, Centre Goddard (consulté le 28 mars 2016)
  37. Agence France-Presse, « Un trou noir surpris en train d'engloutir une étoile », sur http://www.cyberpresse.ca,‎
  38. (en) David Lazzati, « Astrophysics: The awakening of a cosmic monster », Nature, vol. 476,‎ , p. 405–406 (résumé)
  39. (en) Jamie A/ Kennea, « The galactic transient sky with Swift »,‎
  40. (en) Neil Gehrels, « Swift Science and Future »,‎
  41. a et b (en) Josh Grindlay, « Possible future NASA GRB missions »,‎
  42. (en) Lozenzo Amati, « Possible future missions for GRBs within ESA »,‎
  43. (en) Luigi Piro, « AHENA and GRBs »,‎
  44. (en) B. Cordier, « The SVOM mission) »,‎

Sources[modifier | modifier le code]

  • (en) NASA, Swift Explorer - News Media Kit, (lire en ligne [PDF])
    Dossier de présentation à la presse réalisé par la NASA.
  • (en) Swift science center, The Swift Technical Handbook, , 63 p. (lire en ligne)
    Manuel technique d'utilisation à destination des scientifiques
  • (en) N. Gehrels et al., « The Swift Gamma-Ray Burst Mission », The Astrophysical Journal, vol. 611,‎ , p. 1005-1020 (DOI 10.1063/1.1810924, lire en ligne)
    Description de la mission
  • (en) S. D. Barthelmy et al., « The Burst Alert Telescope (BAT) on the Swift MIDEX Mission », Space Science Reviews, vol. 120, no 3-4,‎ , p. 143-164 (DOI 10.1007/s11214-005-5096-3, lire en ligne)
    Article scientifique décrivant l'instrument BAT
  • (en) Peter W. A. Roming et al., « The Swift Ultra-Violet/Optical Telescope », Space Science Reviews, vol. 120, no 3-4,‎ (DOI 10.1007/s11214-005-5097-2, lire en ligne)
    Article scientifique décrivant le télescope ultraviolet UVOT
  • (en) David N. Burrows et al., « The Swift X-Ray Telescope », Space Science Reviews, vol. 120, no 3-4,‎ (DOI 10.1007/s11214-005-5095-4, lire en ligne)
    Article scientifique décrivant le télescope rayons X XRT

Voir aussi[modifier | modifier le code]

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Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]