Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers

Approche scientifique

-Tracer directement la formation d’étoiles au sein des galaxies les plus lointaines dans la mesure où les sursauts gamma marquent la fin de l’évolution d’étoiles massives.
-Étudier la première génération d’étoiles (étoiles de population III) supposée avoir formé des étoiles particulièrement massives, potentiellement aptes à générer des sursauts gamma au terme de leur rapide évolution.
-Permettre l’étude de tous les milieux en avant plan, y compris ceux de la galaxie hôte, afin de tracer l’histoire de la ré-ionisation de l’univers et de son enrichissement en métaux.
-Étendre les études cosmologiques de l’univers par le truchement de « chandelles standard » jusqu’à des décalages vers le rouge z ≈ 10-20.
-Permettre une meilleure détermination des paramètres cosmologiques clés.

-Tester certains aspects de physique fondamentale en apportant de nouvelles contraintes sur une possible violation de l’invariance de Lorentz.

-Détecter pendant la durée nominale de la mission au moins 200 sursauts gamma de tous types, ce qui inclut les sursauts courts (durée de 5 millisecondes à 1‑2 s), les sursauts longs (durée jusqu’à 1 000 s), les sursauts particulièrement riches en rayons X (comme les événements sans émission au delà de 15 keV).
-Déclencher sur les sursauts qui ne sont présents dans le champ de vue qu’une partie de leur durée.
-Être en mesure d’observer tous ces événements 5 min. avant et 10 min. après T0 dans la bande des rayons X (1‑10 keV) et dans la bande des rayons X durs et des rayons gamma de basse énergie (4 keV à 5 MeV) afin de mesurer les paramètres spectraux de l’émission prompte X et gamma.
-Observer simultanément 5 min. avant et 1 min. après T0 plus de 25% de ces événements dans le visible jusqu’à une magnitude limite Mv = 15.
-Observer dès que possible, au plus tard 5 min. après T0, simultanément dans le visible et le proche infra rouge (jusqu’à la bande K).
-Dans tous les cas et moins de 10 s après T0, mesurer les coordonnées célestes du sursaut avec une précision meilleure que 10 min. d’arc.
-Dans plus de 50% des cas et moins de 10 s après T0, mesurer les coordonnées célestes du sursaut avec une précision meilleure que 1 min. d’arc.
-Dans tous les cas, moins de 1 min. après T0, mettre à la disposition des moyens d’observations terrestres les mesures les plus précises des coordonnées célestes du sursaut.
-Dans plus de 40% des cas et moins de 5 min. après T0, mesurer les coordonnées célestes du sursaut avec une précision meilleure que 0,5 sec. d’arc et fournir une estimation photométrique de son décalage vers le rouge.
-Ajuster le programme d’observation pour permettre dans plus de 75% des cas un suivi des observations au moyen des plus grands télescopes terrestres (classe des 8 m).

-Détecter et localiser les sursauts gamma quelque soit leur durée
-Détecter et localiser les sursauts particulièrement riches en rayons X.
-Estimer en temps quasi réel la position des sursauts, et faire parvenir cette mesure aux autres instruments embarqués.
-Mettre à la disposition de la communauté astronomique internationale les coordonnées du sursaut 1 minute après celui-ci.
-Détection des sursauts cosmologiques lointains, grâce au seuil de détection des X à 4keV.

-Explorer différentes populations de sursauts gamma (comme par exemple les sursauts « sombres » et les X-ray flashes).

-Dévoiler la nature des sursauts courts.
-Étudier la nature de l’émission prompte.
-Étudier les relations entre l’émission prompte et l’émission rémanente.
-Étudier les relations entre sursauts gamma et explosions de supernova.
-Explorer le moteur central des sursauts gamma, en particulier par le truchement d’un éventuel précurseur.
-Étudier la physique des éjections relativistes qui sont aussi à l’œuvre dans de nombreux sites astrophysiques tels que les noyaux actifs de galaxie ou les microquasars.
-Déterminer la nature des étoiles à l’origine des sursauts gamma, condition pour une utilisation judicieuse des sursauts gamma en cosmologie.

Approche technique

-La CXG (Caméra X et Gamma), une grande caméra X et gamma à grand champ (2 sr) à masque codé chargée de détecter les sursauts gamma dans la gamme 4‑50 keV et d’observer leur émission prompte dans la gamme 4‑300 keV.
-Les ESXC (ECLAIRs Soft X-ray Camera), quatre petites caméras X à grand champ (2 sr) à masque codé chargées d’affiner l’estimation de la position des sursauts détectés par la CXG et d’en mesurer l’émission prompte dans la gamme 1-10 keV.
-Le module électronique UTS (Unité de Traitement Scientifique) qui analyse en temps réel les données de la CXG.

En identifiant la signature d’un sursaut gamma dans les données CXG, le module UTS génère un signal de déclenchement et calcule les coordonnées du sursaut, une mesure éventuellement affinée grâce aux données ESXC. Un message d’alerte contenant ces mesures est alors élaboré et transmis au sol en temps quasi réel via le réseau d’alerte.

Autres instruments de la charge utile

-GRM (Gamma-Ray burst Monitor). Ensemble de quatre détecteurs de type « phoswich » chargé de mesurer la courbe de lumière et les paramètres spectraux de l’émission prompte des sursauts détectés par ECLAIRs.
-WAC (Wide Angle Camera). Ensemble de quatre caméras à grand champ couvrant le quart du champ couvert par le télescope ECLAIRs pour observer dans le visible l’émission prompte du quart des sursauts détectés par ECLAIRs.
-VT (Visible Telescope). Télescope à petit champ (30 min. d’arc) dévolu à l’observation de l’émission rémanente précoce dans le visible et l’infrarouge proche jusqu’à la bande K. S’agissant de l’observation des sursauts gamma, la mise en œuvre du VT implique que la plateforme PROTEUS s’oriente automatiquement dans la direction du sursaut telle que fournie par ECLAIRs.

Contribution du Dapnia

Services
-Service pilote :SAp
-Services associés :Sédi, SIS

Etats et perspectives

-16 juin 2004: recommandation d'un passage en phase A par le groupe thématique sciences de l'univers du Cnes (Contexte microsatellite)
-Réunion Bilan Phase A Microsatellite, janvier 2006.
-Kick off Phase 0 SVOM : Mars 2006.
-Meeting Shanghai : Septembre 2006.

-Signature d'un MOU CNES/CNSA octobre 2006.

-Kick off Phase A SVOM: janvier 2007.

Responsable scientifique :Bertrand CORDIER
Chef de projet : Michel FESQUET