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Compton Gamma-Ray Observatory

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ComptonGamma-Ray Observatory
Description de cette image, également commentée ci-après
Vue d'artiste duComptonGamma-Ray Observatory.
Données générales
OrganisationNASA
ProgrammeGrands Observatoires
DomaineÉtude des rayons gamma
Autres nomsCGRO
Lancement5 avril 1991 à 14 h 23 TU
LanceurAtlantis
Fin de mission4 juin 2000
Identifiant COSPAR1991-027B
Sitecossc.gsfc.nasa.gov
Caractéristiques techniques
Masse au lancement16 329 kg
Orbite
OrbiteOrbite terrestre basse
Périapside362 km
Apoapside457 km
Période de révolution90 min
Inclinaison28,5°
Télescope
TypeMultiples détecteurs de scintillation gamma
Longueur d'ondeRayons gamma
Principaux instruments
BATSE8 détecteurs gamma 20 keV-1 MeV
OSSEDétecteur 100 keV-10 MeV
COMPTELDétecteur 1-30 MeV
EGRETDétecteur 20 MeV-30 GeV

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LeComptonGamma-Ray Observatory (CGRO) est unobservatoire spatial pour lesrayons γ développé par laNASA. C'est l'un des quatretélescopes spatiaux duprogramme des Grands Observatoires développé par l'agence spatialeaméricaine dans les années 1980 pour traiter les principales questions dans le domaine de l'astronomie et de l'astrophysique. Il est placé en orbite par lanavette spatiale Atlantis (missionSTS-37), le. D'une masse de près de 17 tonnes, il est à l'époque le satellite destiné à l'astrophysique le plus lourd jamais lancé. LeCompton Gamma-Ray Observatory, grâce à ses quatre instruments, couvrant un spectre d'énergie très étendu allant de20 keV à 30 Gev, est le premier observatoire gamma couvrant l'ensemble du ciel, et fournit des données d'une précision inégalée. Il produit de nombreux résultats qui légitiment les apports de l'astronomie gamma. Il effectue notamment un recensement dessursauts gamma à l'aide de l'instrument BATSE, qui permet d'en démontrer l'origine extragalactique. Après 9 ans de fonctionnement, le télescope, dont le fonctionnement se dégrade par suite de la perte d'un gyroscope, est volontairement détruit, par sarentrée atmosphérique le.

Historique

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Au milieu des années 1970 l'agence spatiale américaine, laNASA, développe trois observatoires spatiaux — HEAO-1 (lancé en 1977),HEAO-2 (1978) etHEAO-3 (1979) — consacrés à l'observation durayonnement X etgamma. En 1977, la NASA annonce le développement d'un observatoire entièrement consacré aurayonnement gamma dans le cadre de sonprogramme des Grands Observatoires. Celui-ci comprend 4 missionsHubble (lancé en 1990) pour les observations dans lespectre visible et l'ultraviolet proche,Chandra (1999) pour lesrayons X mous,Spitzer pour l'infrarouge (2003) et Gamma-Ray Observatory pour lerayonnement gamma et lesrayons X durs. Le développement de la mission Gamma-Ray Observatory est confié aucentre de vol spatial Goddard, établissement de la NASA qui est chargé des missions d'astrophysique. L'observatoire spatial est développé en profitant des percées techniques des années 1980 dans le domaine des détecteurs.

Après 14 ans de développement, Compton Gamma-Ray Observatory est placé en orbite par lanavette spatiale Atlantis (missionSTS-37) le. Pour allonger la durée de vie de Gamma-Ray Observatory, la navette spatiale se hisse de manière exceptionnelle jusqu'à l'altitude de travail de l'observatoire spatial (450 km avec uneinclinaison orbitale de 28,5°). L'observatoire est largué le troisième jour de la mission mais deux astronautes doivent effectuer unesortie extravéhiculaire pour débloquer l'antenne grand gain qui refuse de se déployer[1]. Après son lancement l'observatoire spatial est baptiséCompton Gamma Ray Observatory en l'honneur d'Arthur Compton,prix Nobel de physique pour ses travaux sur les rayons gamma. La mission doit durer deux ans avec une extension possible de 1 an. Les instruments fonctionnent finalement durant 9 ans.

Dès son lancement la NASA décide que le satellite effectue en fin de vie unerentrée atmosphérique contrôlée pour éviter tout risque car, compte tenu de sa taille (16 tonnes), certains morceaux du satellite risquent d'arriver jusqu'au sol. En décembre 1999, l'un des troisgyroscopes du satellite tombe en panne et les ingénieurs de la NASA décident de déclencher la rentrée atmosphérique sans attendre une nouvelle défaillance. Fin mai, les moteurs de Compton Gamma-Ray Observatory sont mis à feu à quatre reprises pour abaisser son orbite jusqu'à une altitude de 148 km. Le satellite effectue une rentrée contrôlée dans l'atmosphère le 4 juin 2000 et ses débris plongent dans l'océan Pacifique à environ 4 000 km au sud-est d'Hawaï[2].

Objectifs de la mission

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G. Fishman, responsable de l'instrument BATSE, devant l'un des huit détecteurs de l'instrument.

Les objectifs de la mission sont définis en se basant sur les recommandations du Comité d'astronomie et d'astrophysique spatiale de l'Académie nationale des sciences américaine[3] :

  • Étude destrous noirs, lesétoiles à neutrons et autres objets célestes émettant uniquement des rayons gamma.
  • Recherche desraies spectrales gamma pouvant indique des sites où s'effectue lanucléosynthèse et d'autres raies spectrales émises par des processus astrophysiques.
  • Étude du rayonnement gamma dans notregalaxie afin d'étudier l'origine et la pression dynamique exercée par les gaz durayonnement cosmique et les structures mises en évidence par l'interaction entre les rayons cosmiques et lemilieu interstellaire.
  • Étude de la nature des autres galaxies aux longueurs d'onde gamma avec une emphase particulière sur les galaxies radio,galaxie de Seyfert et lesquasi-étoiles.
  • Recherche des effets cosmologiques à travers l'observation du rayonnement gamma diffus et des émissions éventuelles des trous noirs primordiaux.
  • Observation dessursauts gamma, de la distribution de leur luminosité, de leurs caractéristiques spectrales et temporelles et de leur distribution spatiale.
  • Cartographie des raies spectrales 0,511 MeV et 1,809 MeV (aluminium 26) pour en déterminer leur origine.

Caractéristiques techniques de l'observatoire

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Le Compton Gamma-Ray Observatory est à l'époque le plus grossatellite scientifique jamais lancé avec une masse de plus de16 tonnes. Celle-ci se subdivise en6 tonnes pour lacharge utile, 8 tonnes pour la structure et 1,9 tonne d'ergols pour la propulsion. Le corps du satellite occupe un volume de 7,7 × 5,5 × 4,6 m. Sespanneaux solaires une fois déployés lui donne une envergure de21 mètres. Les instruments sont positionnés sur laplate-forme de manière qu'aucun obstacle ne vienne s'interposer dans leur champ de vue. Pour le lancement, le Compton Gamma-Ray Observatory occupe environ la moitié de la soute cargo de lanavette spatiale américaine. Le système de propulsion comprend 4moteurs-fusées ayant unepoussée unitaire de 440newtons utilisés pour les corrections d'orbite et 8 propulseurs de 22 newtons utilisés pour contrôler l'orientation. Tous ces moteurs brûlent de l'hydrazine stockée dans quatre réservoirs. Les 16 tonnes doivent permettre à l'observatoire de se maintenir sur son orbite entre 6 et 10 ans[4]. La principale source de consommation est liée à la dégradation de l'orbite due à la trainée générée par l'orbite résiduelle.

Le satellite eststabilisé sur 3 axes et les instruments sont pointés avec une précision de 0,5°. L'orientation et les mouvements de Compton Gamma-Ray Observatory sont déterminés via 3viseurs d'étoiles à tête fixe, unecentrale à inertie comprenant 4gyroscopes et descapteurs solaires grossiers et fin. Pour modifier son orientation, l'observatoire spatial dispose de 4roues de réaction et en dernier recours (saturation des roues) du système de propulsion. Dans le mode de fonctionnement normal, le satellite maintient les instruments pointés vers la cible choisie[5]. Le système de télécommunications est basé sur celui des satellitesSolar Maximum Mission etLandsat 4 et5. Celui-ci fonctionne enbande S et comprend une antenne paraboliquegrand gain de 1,52 mètre de diamètre et deux antennes faible gain. Les données scientifiques sont transmises avec un débit de 256 à 512kilobits par seconde via les satellites relais de la NASATDRS ou 32 kilobits/s directement vers les stations sol. Les commandes sont reçues avec un débit de 1 ou 125 kilobits/s[6],[7]. L'énergie électrique est fournie par despanneaux solaires repliés en accordéon au lancement et déployés en orbite. Ceux-ci, d'une superficie totale de 37 m², produisent 4 300watts au début de la mission alors que l'observatoire a besoin de 2 000 watts. L'énergie est stockée dans 6accumulateurs nickel cadmium d'une capacité unitaire de 50ampères-heures[8],[7].

Schéma de l'observatoire Compton Gamma-Ray Observatory : A instrument OSSE, B instrument COMPTEL, C instrument EGRET, D deux des huit détecteurs BATSE.

Instruments scientifiques

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Schéma instrumentCOMPTEL :A Dôme anti-coïncidence -B Scintillateurs liquides D1 (7) -C Chambres d'expansion -D Photomultiplicateurs des systèmes anti-coïncidence -E Plaque en sandwich -F Scintillateurs cristaux NaI D2 (14).
Schéma de l'instrumentEGRET :A Bouclier léger -B Électronique scellée de manière hermétique -C Dôme du scintillateur anti-coïncidences -D Chambre à étincelles supérieure -E Fibres optiques et tubes photomultiplicateurs du scintillateur supérieur -F Chambre à étincelles inférieure -G Tubes photomultiplicateurs anti-coïncidences -H Enceinte pressurisée -I Chambre à étincelles inférieure -J Cloison inférieure -K Boîtiers de l'électronique -L Système d'alimentation en gaz -M Tubes photomultiplicateurs NaI -N Scintillateurs NaI.

Le Compton Gamma-Ray Observatory emporte quatre instruments qui couvrent pour la première fois l'ensemble duspectre électromagnétique à haute énergie (de20 keV à30 GeV), soit plus de 6 ordres de grandeurs enfréquence,longueur d'onde ouénergie. Les instruments sont décrits ci-dessous par ordre croissant d'énergie.

BATSE

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BATSE (Burst and Transient Source Experiment), observe le rayonnement gamma de faible énergie (20 keV-1 MeV) et de courte durée, lessursauts gamma. L'instrument est composé de 8détecteurs à scintillation, chacun disposé à un coin du satellite (lui-même ayant la forme approximative d'unparallélépipède). Cette configuration permet au satellite de scruter en permanence l'ensemble du ciel visible (hors obstruction de la Terre). Le champ de vue des détecteurs se recouvre ce qui permet à un sursaut gamma d'être visible simultanément par 4 détecteurs. L'incidence jouant sur l'intensité du signal, cette disposition permet de déterminer la position de la source avec une précision de 3° pour les sursauts gamma les plus intenses. Chaque détecteur utilise deuxscintillateurs à base decristaux d'iodure de sodium pour convertir les rayons gamma le frappant enlumière visible. Untube photomultiplicateur permet d'analyser la lumière produite. La direction d'arrivée des rayons gamma est déterminée par la comparaison des temps d'arrivée des rayons gamma sur les différents détecteurs (d'où l'intérêt de les éloigner au maximum en les positionnant dans les coins du satellite).

Chacun des détecteurs comprend deux scintillateurs. Le LAD (Large Area Detector) de grande taille (B sur le schéma) est une plaque de 51 cm de diamètre pour 1,3 cm d'épaisseur. Il est optimisé pour la détection des événements brefs et de faible intensité avec une emphase mise sur sa sensibilité et la mesure de la direction d'arrivée. Trois photomultiplicateurs (C sur le schéma) amplifient le rayonnement lumineux généré. Un scintillateur en plastique placé devant le LAD (A sur le schéma) est utilisé comme système anti-coïncidences pour éliminer le bruit de fond généré par les particules chargées.

Le SD (Spectroscopy Detector) est optimisé pour les événements faisant intervenir un plus grand nombre de photons, afin de permettre d'effectuer des mesuresspectroscopiques. De petite taille (D sur le schéma), il permet de mesure un spectre énergétique plus large avec une meilleure résolution. Pour détecter un sursaut gamma logiciel embarqué analyse le nombre de photons produit par chacun des 8 détecteurs à différentes échelles de temps (64 ms, 256 ms et 1 024 ms) et le compare au bruit de fond[9].

OSSE

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OSSE (Oriented Scintillation Spectrometer Experiment), développé par leNaval Research Laboratory détecte les rayons gamma dont l'énergie est comprise entre100 keV et10 MeV. Il comprend quatredétecteurs phoswich (sandwich de scintillateursNaI(Ti))etCsI(Na)). L'orientation individuelle de chaque détecteur peut être modifiée sur un plan. Cette fonction est utilisée d'une part pour mesurer le bruit de fond (celui-ci est évalué en dépointant l'instrument de son objectif durant 2 minutes) d'autre part pour maintenir l'instrument pointé vers une cible donnée malgré le changement d'orientation induit par le mouvement du satellite sur son orbite. Le détecteur d'un diamètre de 33 cm est constitué par un cristal NaI(Ti) de 10,2 cm d'épaisseur couplé sur le plan optique avec un cristal CsI(Na) de 7,6 cm d'épaisseur. Les photons générés sont amplifiés par septtubes photomultiplicateurs de 8,9 cm de diamètre qui atteignent unerésolution spectrale de 8 % à 0,661 MeV. Uncollimateur en alliage detungstène limite le champ de vue à une fenêtre rectangulaire de 3,8 x 11,4° sur l'ensemble du spectre énergétique. L'ouverture de chaque détecteur phoswich est recouverte par un détecteur de particules chargées (CPD), constitué d'une scintillateur en plastique de 55,8 cm de large et 6 mm d'épaisseur associé à 4 tubes photomultiplicateurs de 5,1 cm de diamètre qui permet de rejeter les détections dues à au bruit de fond. Le collimateur et le détecteur phoswich sont encapsulés dans une enceinte annulaire constitué par un scintillateur réalisé à partir d'un cristal NaI(Ti) épais de 8,5 cm et long de 34,9 cm qui contribue également au bouclier anti-coïncidences[10].

COMPTEL

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COMPTEL (Imaging Compton Telescope), développé par l'Institut Max-Planck observe le rayonnement gamma émis avec une énergie comprise entre 1-30 MeV. Il peut déterminer l'angle d'arrivée à un degré près et l'énergie des photons de haute énergie à 5 % près. Ses détecteurs permettent de reconstituer une image gamma d'une portion du ciel. COMPTEL comprend deux réseaux de détecteurs écartés de 1,5 mètre qui sont frappés successivement par les rayons gamma. Le réseau de détecteurs supérieur est constitué par unscintillateur liquide et le détecteur inférieur par des cristaux deiodure de sodium[11].

EGRET

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EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope), mesure les sources gamma aux plus hautes énergies (20 MeV à10 GeV) en localisant la source avec une précision d'une fraction de degré et en évaluant l'énergie à 15 % près. EGRET résulte d'une collaboration ducentre de vols spatiaux Goddard, de l'Institut Max-Planck et de l'université Stanford. Ledétecteur de particules est unechambre à étincelles qui détecte la production d'une paireélectron-positon lorsque le rayon gamma traverse le gaz qui la remplit. Uncalorimètre utilisant unscintillateur NaI(Ti) placé sous la chambre permet de déterminer l'énergie du rayon avec une bonne précision. L'instrument est enfermé dans un dôme anti-coïncidences qui permet de rejeter les particules chargées issues du bruit de fond. La provenance du rayon gamma est déterminée par deux couches de 16 scintillateurs temps de vol. Une deuxième chambre à étincelles située entre les deux couches de scintillateurs permet de suivre la trajectoire de l'électron et fournit des informations complémentaires notamment sur l'énergie de la particule. L'énergie du rayon gamma est déterminée en grande partie par un scintillateur de forme carrée (76 × 76 cm) constitué par des cristaux NaI(Ti) et situé sous les scintillateurs temps de vol[12].

  • Schémas des instruments BATSE et OSSE
  • Schéma de l'instrument BATSE : A Détecteur de particules ionisées, B Grand scintillateur, C Tubes photomultiplicateurs, D Petit scintillateur.
    Schéma de l'instrumentBATSE :A Détecteur de particules ionisées,B Grand scintillateur,C Tubes photomultiplicateurs,D Petit scintillateur.
  • Schéma de l'instrument OSSE : A Détecteurs (4), B Grand scintillateur, C Moteurs d'orientation, D Contrôle des particules chargées, E Axe de rotation, F Structure, H Carte interface avec le satellite - I Cube alignement optique, J Électronique centrale, K Protection thermique, L Électronique des moteurs d'orientation, 1 Détecteur particules chargées, 2 Support détecteur (2), 3 Bouclier annulaire NaI (4), 4 et 5 Détecteur phoswich (NaI, CsI), 6 Dôme bouclier magnétique, 7 Tubes photomultiplicateurs phoswich, 8 Tubes photomultiplicateurs du bouclier annulaire, 9 Bouclier magnétique, 10 Tubes photomultiplicateurs du détecteur de particules chargées, 11 HVPS, 12 LVPS, 13 Cavité remplie de Cobalt60, 14 Collimateur.
    Schéma de l'instrumentOSSE :A Détecteurs (4),B Grand scintillateur,C Moteurs d'orientation,D Contrôle des particules chargées,E Axe de rotation,F Structure,H Carte interface avec le satellite -I Cube alignement optique,J Électronique centrale,K Protection thermique,L Électronique des moteurs d'orientation,1 Détecteur particules chargées,2 Support détecteur (2),3 Bouclier annulaire NaI (4),4 et5 Détecteur phoswich (NaI, CsI),6 Dôme bouclier magnétique,7 Tubes photomultiplicateurs phoswich,8 Tubes photomultiplicateurs du bouclier annulaire,9 Bouclier magnétique,10 Tubes photomultiplicateurs du détecteur de particules chargées,11 HVPS,12 LVPS,13 Cavité remplie de Cobalt60,14 Collimateur.

Résultats

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L'observatoire spatial Compton Gamma-Ray Observatory quitte la soute de la navette spatiale Atlantis pour s'insérer sur son orbite de travail.
Relevés du rayonnement de plusieurs sursauts gamma détectés par le Compton Gamma-Ray Observatory.
  • Sursauts gamma :
    • Découverte que lessursauts gamma sont distribués de manière uniforme dans toutes les directions ce qui prouve que les sources de ces phénomènes ne sont pas localisés dans laVoie lactée[13].
    • La mesure minutieuse de l'éclat des sursauts gamma démontre que relativement peu de ces phénomènes ont un éclat faible. Dans la mesure où ces derniers correspondent aux sources les plus lointaines, cela implique que la distribution des sursauts gamma a une limite extérieure[13].
    • La mesure du rayonnement gamma quelques heures après un sursaut gamma indique qu'il existe une activité persistante après la bouffée d'énergie initiale.
  • Sources au sein de notre galaxie[13] :
    • Le nombre depulsars gamma détecté est passé de 2 à 7 avec une meilleure compréhension de la physique desétoiles à neutron en rotation rapide[13].
    • Découverte d'un pulsar à sursaut, objet dont on ne pas connaît pas d'autre représentant et qui est situé près ducentre galactique.
    • Découverte de nombreuses sources gamma non identifiées à la fois dans le plan et hors plan de la Voie lactée[13].
    • Découverte avec le secours d'observations dans le rayonnement X que la sourceGeminga jusque-là non identifiée est un pulsar gamma[13].
  • Émission diffuse de rayonnement gamma :
    • La cartographie gamma de notre galaxie, laVoie lactée, indique des concentrations de l'isotope radioactif de l'aluminium 26. Cette découverte apporte un éclairage important sur la manière dont les éléments chimiques sont créés dans notre galaxie[13].
    • Étude de l'annihilation électron/positron au centre de notre galaxie[13].
    • Découverte d'une raie d'émission gamma produite par lerémanent de supernovaCassiopée A. Cette découverte a également un impact important sur la synthèse des éléments chimiques[13].
    • Découverte de raies d'émission gamma par les nuages diffus de gaz du complexe d'Orion. Ces lignes sont sans doute produites par l'interaction entre le rayonnement cosmique énergétique et le gaz local[13].
  • Sources extragalactiques de rayonnement gamma :
    • Localisation des sources de rayonnement gamma à haute énergie dans les noyaux desgalaxies actives de typeblazar[13].
    • Mesure de la distribution d'énergie émise par desgalaxies de Seyfert (un autre type de galaxie active) qui montrent que la production des photons gamma s'éteignent à des énergies beaucoup plus faibles que ce qui est prévu.
    • Détection d'émission gamma diffuse par leGrand Nuage de Magellan, la galaxie la plus proche de la nôtre, permet de démontrer que lerayonnement cosmique est d'origine galactique[13].

Images prises par Compton Gamma-Ray Observatory

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  • Images prises par CGRO
  • Carte des sursauts gamma détectés par BATSE : leur répartition uniforme permet d'exclure que leur source soit confinée à notre galaxie (Voie lactée) située sur l'équateur de la carte.
    Carte des sursauts gamma détectés par BATSE : leur répartition uniforme permet d'exclure que leur source soit confinée à notre galaxie (Voie lactée) située sur l'équateur de la carte.
  • Émissions gamma de plus de 100 MeV mesurées par Egret. La ligne brillante correspond à la Voie lactée.
  • Le rayonnement gamma du Soleil imagé par COMPTEL.
    Le rayonnement gamma du Soleil imagé par COMPTEL.

Successeurs

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Dans le domaine spatial, les satellitesSwift, lancé en 2004 etFermi Gamma-ray Space Telescope (GLAST), lancé en2008, sont les successeurs duCompton Gamma-Ray Observatory. Au sol, leHigh Energy Stereoscopic System (HESS) représente le premiertélescope à proprement parler (en mesure de réaliser des images de sources astrophysiques grâce à unpouvoir de résolution angulaire suffisamment importante) opérant dans cette gamme de longueur d'onde.

Notes et références

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Notes

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  1. ↑(en) « STS-37 (39) », surCentre spatial Kennedy (NASA),NASA(consulté le)
  2. ↑(en) « COMPTON GAMMA RAY OBSERVATORY SAFELY RETURNS TO EARTH »,Centre de vol spatial Goddard,
  3. ↑Gamma Ray Observatory (GRO) Prelaunch Mission Operations Report,p. 6
  4. ↑Gamma Ray Observatory (GRO) Prelaunch Mission Operations Report,p. 26
  5. ↑Gamma Ray Observatory (GRO) Prelaunch Mission Operations Report,p. 29-31
  6. ↑Gamma Ray Observatory (GRO) Prelaunch Mission Operations Report,p. 31-33
  7. ↑a etbCompton Gamma Ray Observatory : Lessons Learned in Propulsion,p. 12
  8. ↑Gamma Ray Observatory (GRO) Prelaunch Mission Operations Report,p. 33
  9. ↑(en) « The BATSE Instrument »,Centre de vol spatial Goddard(consulté le)
  10. ↑(en) « Description of the OSSE Instrument »,Centre de vol spatial Goddard(consulté le)
  11. ↑(en) « Description of the COMPTEL Instrument »,Centre de vol spatial Goddard(consulté le)
  12. ↑(en) « Introduction to EGRET, EGRET Data Products, and EGRET Data Analysis »,Centre de vol spatial Goddard(consulté le)
  13. ↑abcdefghijk etl(en) « Gamma Ray Astronomy in the Compton Era »,Centre de vol spatial Goddard,,p. 2

Bibliographie

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Sur les sursauts gamma :

Voir aussi

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Articles connexes

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Liens externes

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