L’avènement du spatial dans les années 60 a indubitablement ouvert une nouvelle ère dans l’exploration de l’Univers. L’accès à l’espace permettait dorénavant d’accéder à des rayonnements impossibles à mesurer depuis le sol et de bénéficier de conditions d’observation particulières, par exemple en s’affranchissant de la turbulence atmosphérique.
Néanmoins, la complémentarité sol-espace est rapidement apparue comme une nécessité par le besoin d’une approche multi-longueurs d’onde des objets célestes visés. Aujourd’hui, tout projet spatial doit intégrer dans sa préparation une composante sol et dans son suivi un soutien des observatoires terrestres. La mise en œuvre d’observations couplant sol et espace est néanmoins soumise à plusieurs types de contraintes imposés par le mode de fonctionnement d’un satellite et la nature des opérations au sol.
SVOM est un satellite en orbite basse, placé à une altitude de 650 km. A cette altitude, le satellite effectue le tour de la Terre en un peu plus de 95 minutes soit 15 révolutions par jour. L’orbite est inclinée de 30° par rapport au plan équatorial terrestre. En conséquence, la trajectoire du satellite oscille entre les latitudes -30 et +30 degrés. Le choix des paramètres de l’orbite résulte d’un compromis entre le site de lancement, la puissance du lanceur (et son coût) et le système de stabilisation du satellite. La vidéo ci-dessous représente la trace au sol du satellite (en vert) sur plusieurs révolutions; on distingue aussi la zone jour et la zone nuit, crédit: CNES.
La première contrainte liée à l’orbite basse est d’assurer un contact permanent avec le satellite. Une solution consiste à déployer un réseau d’antennes sous sa trace. Le choix de l’inclinaison impose alors le nombre de stations. Dans le cas de SVOM et son inclinaison de 30 degrés, il est nécessaire de répartir judicieusement 47 antennes situées entre les latitudes -30° et +30°.
La seconde contrainte est imposée par la nécessité de maintenir le satellite et ses instruments dans des plages de températures adéquates. Une solution consiste à définir une face froide du satellite de façon à évacuer via des radiateurs les calories produites par les électroniques. Cette face froide doit être maintenue à plus de 90 degrés du Soleil. En conséquence, la moitié du ciel n’est pas observable à un moment donné.
La troisième contrainte liée à l’objectif scientifique de la mission SVOM est d’observer des zones du ciel accessibles à tout moment par un télescope au sol quand il fait nuit pour lui. Ceci implique que l’axe optique des instruments à bord du satellite pointe dans la direction opposée au Soleil. Cette stratégie a un prix car la Terre viendra occulter une fois par orbite le champ de vue des instruments, jusqu’à 50% de la période de révolution c’est-à-dire 45 minutes.
La quatrième contrainte est déterminée par l’accès indispensable aux grands télescopes au sol (VLT, Hawaii, La Palma). Pour bénéficier d’observations optimales, le ciel visé par les instruments à bord du satellite doit être proche du zénith de ces grands télescopes.
D’autres contraintes sont imposées par le contenu de notre galaxie, la Voie lactée. En effet, la galaxie abrite de très nombreuses sources transitoires en X et gamma à même de mimer un sursaut et d’induire en erreur la chaine de détection. De plus, si un sursaut est détecté à travers la Galaxie, son suivi au sol sera fortement affecté par l’absorption interstellaire. Enfin, la source Scorpius X-1 situé hors du plan galactique est extrêmement brillante dans le domaine étudié par SVOM. Afin de ne pas perturber les mesures, elle doit être évitée.
L’ensemble de ces contraintes fortement couplées entre elles a amené à définir la face froide du satellite, l’agencement des instruments à bord et la stratégie de pointage. Cette dernière est communément appelée « loi d’attitude ».
La Synergie Sol/Espace
L’étude des objets astronomiques demande nombre de ressources, notamment d’un point de vue matériel. Il faut pouvoir acquérir les données les plus précises qui soient, tout en lançant un satellite ayant la souplesse d’exécution nécessaire à l’observation de phénomènes transitoires. Le maître mot est optimisation. Pour répondre au mieux aux objectifs de la mission, la synergie entre les instruments embarqués et ceux présents sur Terre est capitale.
SVOM met ainsi en œuvre une séduisante combinaison d’instruments.
Étape 1 : Détecter et localiser
La détection a lieu dans l’espace car les rayons gamma sont arrêtés par l’atmosphère de la Terre. Cette tâche est dévolue au télescope ECLAIRs, dont le taux de détection est estimé à environ 80 par an , avec environ 20% d’événements très éloignés possédant un décalage vers le rouge supérieur à 6.
Une estimation de la position dans le ciel de l’événement est ensuite transmise en quelques dizaines de secondes à la communauté scientifique, transitant par le réseau d’alerte VHF, dont les antennes relais jalonnent la zone intertropicale.
Étape 2 : Observer l’émission prompte
Pendant le temps de localisation, le moniteur gamma GRM, sera capable de fournir une estimation du pic d’énergie (Epic ou Epeak en anglais) du sursaut. Le pic d’énergie est défini comme étant l’énergie à laquelle le sursaut rayonne le maximum d’énergie. Plusieurs études semblent indiquer une corrélation entre Epic et la luminosité absolue du sursaut. Sur Terre, les GWAC, télescopes grand angle, vont donner une observation de l’émission prompte dans le domaine visible.
Étape 3 : Augmenter la précision de la localisation pour activer le suivi
Après une manœuvre automatique de glissement du satellite en moins de 5 minutes, le MXT et le VT, complétés par les deux GFT au sol, vont assurer un suivi multi longueurs d’onde systématique pendant plusieurs heures. (Le VT va en particulier permettre la détection de près de 75% des sursauts gamma dans le domaine visible, et pour la première fois, d’explorer le domaine des sursauts sombres, sursauts pour lesquels la contrepartie optique n’est pas décelée.) Ainsi débute la recherche de la rémanence.
Étape 4 : Redistribuer l’alerte
Tous ces instruments s’inscrivent dans une cascade d’opérations permettant d’affiner la localisation de quelques minutes d’arc à quelques secondes d’arc. Les alertes seront ensuite redistribuées à la communauté scientifique en temps réel grâce au réseau d’alerte GCN ou ceux disponibles au moment du lancement.
Etape 5 : Déterminer la distance
En cas de bonne estimation de la position, les grands télescopes généralistes terrestres à plus petit champ de vision (tel que le VLT de l’ESO au Chili) permettront la réalisation d’un spectre. Il sera alors possible de mesurer le décalage vers le rouge afin d’estimer la distance de la source lumineuse.
