Swift (télescope spatial)

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).

Un sursaut gamma se caractérise par un bombardement brutal mais bref de la Terre par des rayons gamma (quelques photons par cm² et par seconde dans le spectre énergétique 50 à 300 keV) en provenance d'une source ponctuelle. La durée est courte : de quelques millisecondes à quelques dizaines de minutes. Ce phénomène, d'origine extra-galactique (sa source se situe en dehors de notre galaxie), est la manifestation de l'événement astronomique 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 dans la séquence principale (10 milliards d'années). 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 dont le rayonnement est perceptible 0,3 seconde et les sursauts longs majoritaires d'une durée moyenne de 30 secondes. Les sursauts gamma sont détectés avec une fréquence moyenne d'un par jour par l'observatoire Compton Gamma-Ray Observatory[N 1] et leurs sources sont réparties dans le ciel de manière uniforme[2].

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 différenciées 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 vitesses au sein du disque d'accrétion produit deux jets de matière étroits et symétriques dont la direction se confond avec l'axe de rotation. Le jet est émis à des vitesses proches de celle de la lumière dans le vide (vitesse relativiste) et est donc soumis à des phénomènes relativistes. Le processus précis à l'origine du rayonnement gamma observé dans un sursaut gamma reste controversé. Selon le modèle le plus courant, dit de la « boule de feu », la vitesse, la pression, la température et la densité au sein de la matière éjectée ne sont pas homogènes. Lorsqu'une couche de matière en rattrape une autre, le choc produit des photons gamma. Ce phénomène est bref car la matière expulsée se heurte par la suite au milieu interstellaire en produisant un rayonnement moins énergétique (rayons X, visible, ultraviolet...) sur une durée plus longue[3].

Les sursauts gamma sont découverts accidentellement en juillet 1967 par deux satellites d'alerte précoce américains Vela. Ceux-ci sont chargés de contrôler l'application du traité d'interdiction des essais nucléaires atmosphériques et disposent d'instruments gamma permettant de détecter d'éventuelles explosions atomiques clandestines. Le signal reçu est inexpliqué mais les instruments embarqués, peu précis, ne permettent pas aux ingénieurs du laboratoire national de Los Alamos responsables de la constellation Vela de poursuivre les investigations. Des instruments de meilleure qualité sont installées à bord des satellites Vela mis en orbite entre 1969 et 1970. Une triangulation grossière des sources de seize sursauts gamma est effectuée en comparant l'heure précise de détection des sursauts gamma par les différents satellites. Ces mesures permettent d'éliminer toutes les sources de rayonnement gamma connues à cette époque : supernova, Terre, Lune, Soleil[5]. Les données sont couvertes par le secret militaire du fait de la nature du programme Vela mais elles sont finalement déclassifiées en 1973. La découverte des signaux mystérieux est rendue publique dans un article publié dans The Astrophysical Journal. Le nouveau phénomène est alors baptisé sursaut gamma ou GRB (« Gamma Ray Burst », ou sursaut gamma)[6].

• Détecteur gamma et signal du sursaut gamma
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  Le premier signal d'un sursaut gamma enregistré le 2 juillet 1967 par un instrument embarqué sur le satellite Vela 4.
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  Détecteur gamma du satellite Vela 5B.

Le premier réseau Interplanetary Network (IPN) mis en place à compte de 1978 comprend des détecteurs installés sur plusieurs engins spatiaux choisis parce que la distance entre eux rend un repérage des sursauts gamma par triangulation efficace.

Jusqu'en 1991, très peu de progrès dans l'explication du phénomène sont réalisés car l'observation des rayons gamma d'origine galactique ou extra-galactique présente de nombreuses difficultés. Une observation précise depuis la Terre n'est pas possible 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[4]. Les détecteurs de rayons gamma disponibles à l'époque sont rudimentaires. Or le positionnement précis de la source dans le ciel est crucial pour pouvoir lui associer un objet céleste (étoile, galaxie...) observable par exemple en lumière visible ou dans le rayonnement X ce qui permet d'expliquer et d'étudier ce phénomène. Par ailleurs compte tenu de la durée très brève du rayonnement gamma (quelques minutes au plus), la rapidité des recherches avec une instrumentation classique est sans doute essentielle pour découvrir sa source[4]

Pour compenser les insuffisances des détecteurs gamma la communauté scientifique installe plusieurs de ces instruments à bord d'engins spatiaux dont la mission les amène à grande distance de la Terre. L'objectif est de reproduire la méthode de triangulation utilisée par la constellation des satellites Vela mais avec un écartement entre les engins spatiaux porteurs beaucoup plus importante pour permettre de situer la source avec une meilleure précision. L'ensemble des détecteurs avec le processus de diffusion des signaux est géré dans le cadre d'une organisation internationale baptisée Interplanetary Network (IPN). Le premier réseau IPN est mis en place à compter de 1978. Il comprend l'observatoire solaire allemand Helios 2, la sonde spatiale américaine Pioneer Venus Orbiter, les deux missions vénusiennes soviétiques Venera 11 et 12 embarquant des détecteurs français, le satellite américain ISEE-3 en orbite autour du point de Lagrange L₁ ainsi que le satellite soviétique Prognoz 7 et les satellites Vela encore opérationnels circulant sur une orbite terrestre haute autour de la Terre. Pour la première fois les sursauts gamma observés sont positionnés dans le ciel avec une précision d'environ une minute d'arc[7].

Le 5 mars 1979, les 9 engins spatiaux composant le réseau IPN à cette date détectent un signal gamma court tellement intense qu'il sature les détecteurs. Mais le pic et la décroissance de l'intensité du rayonnement se présentent sous une forme très différente de celle des sursauts gamma détectés jusque-là. Il s'agit en fait du premier représentant d'une nouvelle classe d'objets célestes : le sursauteur gamma mou. Les astronomes découvrent que la source de SGR 0526-66 est une étoile à neutrons d'un type particulier située à 165 000 années-lumière dans le Grand Nuage de Magellan une galaxie naine satellite de la Voie lactée, notre galaxie[8]. Durant toute cette période aucun objet astronomique remarquable n'est observable dans les régions où sont localisées les sources des sursauts gamma « classiques ». Ne pouvant identifier de manière précise leur source, les astronomes ne peuvent déterminer à quelle distance ils se produisent. Deux théories s'affrontent. Pour certains astronomes, la source se situe à l'extérieur de notre galaxie mais la majorité d'entre eux 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[4].

Un des 8 détecteurs de l'instrument BATSE en cours d'assemblage.

En 1991, l'observatoire spatial Compton Gamma-Ray Observatory de la NASA destiné à l'étude du rayonnement gamma commence ses observations en orbite. À l'aide de son instrument BATSE, qui travaille dans la bande spectrale 20 keV-1 MeV, il commence à effectuer un relevé systématique des sources de rayonnement gamma transitoires dont les sursauts gamma. L'instrument permet de scruter l'ensemble du ciel grâce à ses 8 détecteurs placés à chaque coin du corps du satellite. 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 quelques degrés pour les sursauts gamma les plus intenses[9]. En quelques années, Compton Gamma-Ray Observatory 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 parfaitement uniforme dans toutes les directions ce qui exclut que les sursauts gamma se produisent dans le plan galactique (se confond avec l'équateur sur la carte du ciel) où se trouvent la plupart des étoiles de la Voie lactée, notre galaxie. Il ne subsiste plus que deux scénarios. Dans le premier scénario soutenu par les astronomes qui réfutent l'idée que des phénomènes d'une telle puissance puissent se produire à des distances cosmologiques, les sources des sursauts gamma sont distribuées dans le halo galactique, à la lisière de notre galaxie et à une distance d'environ 300 000 années-lumière[N 2]. Pour le reste de la communauté scientifique l'origine des sursauts est extragalactique et se situe à des milliards d'années-lumière. La distribution régulière des sources est le reflet de l'homogénéité de l'Univers à grande échelle démontrée par d'autres observations astronomiques. En 1995, pour le 75^e anniversaire du Grand Débat qui a porté sur la nature des nébuleuses, les partisans des deux théories, Donald Q. Lamb et Bohdan Paczyński, s'affrontent dans le même auditorium du musée national d'histoire naturelle des États-Unis (National Museum of Natural History) à Washington sans parvenir à convaincre leurs auditeurs[10]^,[4].

• Les observations de l'instrument BATSE
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  Répartition du nombre de sursauts gamma observés par BATSE (CGRO) en fonction de leur durée : deux classes de sursauts gamma peuvent être clairement distinguées.
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  Les sources de sursauts gamma localisées par l'instrument BATSE de l'observatoire spatial CGRO : la distribution est uniforme ce qui implique une origine extragalactique.

Image de la zone du ciel où est située la rémanence en lumière visible du sursaut gamma GRB 970228 prise par le télescope spatial Hubble. Sa position se superpose pratiquement avec celle d'une galaxie mais les tenants de l'origine galactique ne seront définitivement convaincus qu'avec la découverte de GRB 970508.

L'agence spatiale italienne développe et lance en 1996 le télescope spatial BeppoSAX. Celui-ci n'est pas destiné à l'observation des sursauts gamma mais ses caractéristiques vont permettre d'effectuer une percée décisive. Le satellite combine un détecteur gamma doté d'un large champ de vue et un télescope à rayons X pouvant fournir la position des objets observés avec une grande précision. Plus crucial encore la chaîne de transmission des alertes aux observatoires terrestres est optimisée et ceux-ci disposent de la position d'un sursaut gamma quelques heures après son apparition alors que ce délai se chiffrait en jours pour le réseau IPN. Le 28 février 1997, les instruments de BeppoSAX détectent le sursaut gamma GRB 970228 puis observent quelques heures plus tard une nouvelle source de rayonnement X dont la position est fournie avec une précision de 50 secondes d'arc. Pour la première fois une rémanence du phénomène est observée dans une autre longueur d'onde. L'information est relayée aux observatoires terrestres et une contrepartie optique (en lumière visible), qui disparaît moins d'une semaine plus tard, est découverte sur une photographie prise le même jour par le télescope William-Herschel implanté dans les Îles Canaries[11].

La position de GRB 970228 est obtenue avec une précision d'une seconde d'arc ce qui permet au télescope spatial Hubble de découvrir à cet emplacement une tache floue bleuâtre que la plupart des spécialistes identifient comme une galaxie lointaine. Cette découverte semble confirmer l'origine extragalactique des sursauts gamma mais les opposants à cette théorie argumentent qu'il peut s'agir de la rémanence d'une étoile à neutrons bien plus proche. Mais le 8 mai 1997, cette théorie est définitivement mise hors course à la suite de la détection par BeppoSax d'un nouveau sursaut gamma dont la contrepartie optique peut être observée par l'observatoire W. M. Keck, à Hawaï, à l'époque le plus grand télescope du monde avec son miroir de 10 mètres de diamètre. Les astronomes obtiennent un spectre de la rémanence de GRB 970508 dans lequel ils identifient sans ambiguïté les raies spectrales du fer et du magnésium sous forme gazeuse. Celles-ci présentent un décalage vers le rouge de 0,83 qui permet d'en déduire la distance de leur source : GRB 970508 se situe à environ 6 milliards d'années-lumière. Un signal radio est également détecté en provenance du même site. Les astronomes déduisent de la forme du signal que sa source se déplace à une vitesse proche de celle de la lumière. Fin 1998, plus de 20 sursauts gamma sont localisés avec une précision de quelques minutes d'arc et pour six d'entre eux la distance est établie grâce à la mesure du décalage vers le rouge du rayonnement. Ces observations réfutent définitivement la théorie d'une source située dans la Voie lactée (notre galaxie) mettant fin à une polémique qui dure depuis une décennie[12].

Si l'origine extragalactique des sursauts gamma ne fait désormais plus de doute, la genèse du phénomène est toujours loin d'être résolue. Sur la base des découvertes effectuées, les spécialistes estiment que la quantité d'énergie libérée est comprise entre 10⁵¹ et 10⁵² ergs un chiffre comparable à l'énergie dégagée par une supernova (10⁵¹ ergs soit la conversion de 1 % de la masse du Soleil en énergie). Ce chiffre est également compatible avec plusieurs processus imaginés par les astrophysiciens. Toutefois la découverte du sursaut gamma GRB 971214, caractérisé par un décalage vers le rouge très élevé de 3,42, jette le doute sur le mécanisme de production car la quantité d'énergie libérée est évaluée comme étant 10 fois supérieure. Mais l'année suivante, on découvre que le faisceau d'énergie des sursauts gamma est sans doute directionnel et émis dans un volume d'espace de 0,1 stéradian ce qui ramène la quantité d'énergie libérée à des valeurs normales. Une deuxième découverte va permettre d'avancer. Le sursaut gamma GRB 980425 est détecté le 25 avril 1998. Son signal est normal mais les astronomes se rendent compte que la contrepartie optique ne s'affaiblit pas. Celle-ci se superpose avec une supernova brillante apparue au même moment dans une galaxie voisine. L'observation des galaxies dans lesquelles sont localisés les autres sursauts gamma démontrent que ceux-ci apparaissent parmi des étoiles jeunes. Ce constat contredit la thèse la plus courante qui associe le sursaut gamma à la fusion de deux étoiles à neutrons : en effet cet événement se produit généralement plus d'un milliard d'années après l'apparition de l'étoile donc dans des galaxies peuplées d'étoiles vieillissantes. La découverte de caractéristiques spectrales d'une supernova lors de l'observation du sursaut gamma GRB 030329 le 23 mars 2003 permet d'associer définitivement le sursaut gamma long à l'effondrement d'une étoile géante aboutissant à la formation d'une supernova. En revanche, le mécanisme de production et la localisation des sursauts courts, très difficiles à observer du fait de leur brièveté, restent à cette époque inconnus[13]^,[14].

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 peuvent traduire des processus de genèse variés. À la date du lancement de Swift, deux processus générateurs de sursaut gamma sont 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 peuvent produire des sursauts gamma : certains théoriciens affirment à l'époque que l'évaporation des trous noirs peut également produire un sursaut gamma d'une durée inférieure à 2 secondes. Dans ce contexte la mission Swift a pour objectif de[19] :

• 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 Compton Gamma-Ray Observatory, qui constitue la mission la plus récente placée 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.

Les sursauts gamma constituent les événements les plus puissants 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 dans le vide. 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[20] :

• 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 peuvent fournir des informations sur les éléments chimiques présents dans l'onde de choc et sur sa structure.

Selon certains théoriciens, une petite fraction des sursauts gamma se sont produits au sein des premières étoiles de l'univers (étoiles de population III). Ces étoiles se distinguent par leur masse (en moyenne 100 à 1 000 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 doit générer un sursaut gamma. Swift doit donc pouvoir cartographier ces étoiles qu'aucun télescope existant ne peut observer. Sur ce thème, les objectifs de la mission Swift sont les suivants[20] :

• 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.

Swift effectue un recensement poussé des émissions de rayons X dur émanant de l'ensemble de la voûte céleste. La sensibilité des instruments de Swift, 20 fois supérieure à celle des instruments existants sur cette partie du spectre électromagnétique, doit permettre de découvrir 400 trous noirs supermassifs dont les émissions en rayons X mous sont actuellement masquées[21].

Schéma du télescope Swift : A : Télescope X/gamma BAT - B : Télescope X XRT - C : Télescope ultraviolet/visible UVOT
1 et 11 : Panneaux solaires - 2 : Viseurs d'étoiles (2) - 3 : Alimentation électrique instrument BAT - 4 : Mémoire de masse - 5 : Électronique - 6 : Magnétomètres (2) - 7 : Radiateur de l'instrument XRT - 8 : Boitier distribution électrique - 9 : Processeur d'image de l'instrument BAT - 10 : Batterie NiH₂ - 12 : Capteurs solaires - 13 : Antennes X - 14 : Pare-soleil - 15 : Répéteurs - 16 : Électronique de l'instrument XRT - 17 : Antennes X - 18 : Magnéto-coupleurs (2) - 19 : Roues de réaction (6).

La plate-forme du télescope spatial est fournie par la société américaine Spectrum Astro, à l'époque une filiale de General Dynamics, dont l'activité est reprise en 2016 par le constructeur de lanceurs et de satellites Orbital ATK. Cette plate-forme se caractérise par sa grande manœuvrabilité et la grande précision du pointage. La plate-forme est une structure à 6 faces. Les boîtiers électroniques et les équipements sont montés sur les faces extérieures, pour permettre d'insérer les longs tubes de la partie optique des télescopes X et ultraviolet. 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 photovoltaïques triple jonction GaAs/Ge fournissant en tout 2 132 watts en fin de mission. Swift est stabilisé sur 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. Le télescope dispose de deux méthodes pour communiquer avec le sol. Il peut transmettre à tout moment les données en passant par la constellation de satellites géostationnaires de la NASA, les TDRS 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 spatial est conçu pour une durée de vie de 7 ans[22]^,[17].

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 tellurure de cadmium-zinc d'une superficie de 4 × 4 mm[23].

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 mètre, 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)[24].

• BAT
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  Schéma de l'instrument BAT.
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  Un des modules du détecteur de BAT.
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  Le masque codé de BAT en cours d'assemblage.

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 gamma observés à l'aide de BeppoSax démontrent que le pic gamma est 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 BeppoSax ne débutent 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 fournie 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[25].

Le télescope XRT est développé pour un coût 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 de Leicester, en Angleterre 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 dispositif à transfert de charges de la société e2v 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[25].

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[26]. 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[27].

• XRT
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  XRT en cours d'intégration dans l'observatoire spatial Swift.
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  Miroir de type Wolter I.

UVOT (UltraViolet/Optical Telescope) est un télescope optique utilisant une monture Ritchey-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 des 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 dispositif à transfert de charges intensifié ayant une définition de 2 048 × 2 048 pixels : chaque pixel représente donc un secteur de 0,5 × 0,5 seconde 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 ses détecteurs dérive directement de l'instrument OM (Optical Monitor) de l'observatoire spatial XMM-Newton de l'Agence spatiale européenne[28].

• UVOT
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  UVOT en cours d'intégration dans l'observatoire spatial Swift.
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  Roue à filtres.

Swift circule sur une orbite terrestre basse de 584 × 601 km d'altitude qu'il parcourt en 90 minutes. La technique d'observation consiste à maintenir 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 postérieures à l'apparition d'un sursaut gamma. Le satellite circule avec une inclinaison orbitale de 20,6° qui permet de réduire le temps passé dans l'anomalie magnétique de l'Atlantique sud qui peut détériorer les performances des détecteurs[38]. Les instruments ne peuvent être pointés à moins de 28° du limbe de la Terre, 46° du limbe du Soleil et 23° du limbe de la Lune. Compte tenu de ces contraintes une cible donnée ne peut être observée de manière continue que durant 20 à 30 minutes[39]. Au cours d'une orbite donnée, plusieurs cibles pré-programmées sont observées successivement. Les observations programmées sont mises en attente 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. Pour identifier formellement un sursaut gamma les données collectées par BAT sont analysées par un programme mis au point en partie dans le cadre de la mission spatiale HETE. Celui-ci recherche les variations anormales du nombre de photons gamma 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 du satellite. 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 datée avec une précision de 0,1 seconde. Cette détection déclenche une séquence automatique d'opérations[40].

Quelques dizaines de secondes après la détection d'un sursaut gamma à partir des données de l'instrument BAT, les télescopes rayons X XRT et optique/ultraviolet UVOT sont pointés vers la source pour recueillir le spectre du phénomène. En parallèle, Swift envoie une alerte via les satellites de télécommunications géostationnaires TDRS[N 5] de la NASA au Polygone d'essais de missile 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 de son passage au-dessus de la station de Malindi, survolé 9 à 12 fois par jour, toutes les données recueillies par les instruments sont transmises au centre de contrôle de mission du télescope spatial hébergé par l'université d'État de Pennsylvanie. Elles sont ensuite traitées par le centre de calcul dédié SDC (Swift Data Center). Les premiers résultats sont diffusés via internet 3 heures après l'événement. L'archivage des données scientifiques est effectué en moyenne une semaine plus tard dans plusieurs établissements : HEASARC pour la NASA, ISAC en Italie et UKDC au Royaume-Uni[41].

Sur la mission Swift

• (en) NASA, Swift Explorer - News Media Kit, novembre 2004 (lire en ligne [PDF])
  Dossier de présentation à la presse réalisé par la NASA.
• (en) Swift science center, The Swift Technical Handbook, 1^er août 2015, 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,‎ 12 mai 2004, 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, n^os 3-4,‎ juillet 2005, 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, n^os 3-4,‎ juillet 2005, p. 95-142 (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, n^os 3-4,‎ juillet 2005, p. 165-195 (DOI 10.1007/s11214-005-5095-4, lire en ligne)
  Article scientifique décrivant le télescope rayons X XRT.

Sur les sursauts gamma

• (en) Gilbert Vedrenne et Jean-Luc Atteia, Gamma-Ray Bursts : The brightest explosions in the Universe, Springer, 2009, 580 p. (ISBN 978-3-540-39085-5)
• (en) Joshua s Bloom, What Are Gamma-Ray Bursts?, Princeton University Press, 2011, 280 p. (ISBN 978-0-691-14557-0)

Sur le programme Explorer

• (en) Brian Harvey, Discovering the cosmos with small spacecraft : the American Explorer program, Cham/Chichester, Springer Praxis, 2018 (ISBN 978-3-319-68138-2)
  Histoire du programme Explorer.

• Sursaut gamma.
• Compton Gamma-Ray Observatory (1991) et BeppoSAX (1996), observatoires spatiaux qui précèdent Swift dans l'étude des sursauts gamma.
• Trou noir.
• Astronomie gamma.
• Télescope Wolter.
• Télescope à masque codé.
• SVOM, mission franco-chinoise planifiée en 2021 ayant des objectifs proches de Swift.

• (en) Site officiel de Swift géré par le centre de vol spatial Goddard de la NASA.
• (en) Site de l'université de Pennsylvanie (contrôleur de la mission et responsable de la réalisation des instruments XRT et UVOT) consacré à Swift.
• (en) Site du GCN centre de coordination des événements gamma transitoires (dont sursaut gamma).
• (en) Page des dépêches Swift (NASA).
• (en) Synthèse sur les premières découvertes scientifiques de Swift (décembre 2014).
• (en) Synthèse sur les résultats scientifiques et les observations futures (décembre 2014).
• (en) Site rassemblant de nombreuses présentations rédigées dans le cadre d'une conférence donnée à Rome en décembre 2014 pour les 10 ans de Swift.
• Présentation sur les sursauts gamma ; historique, caractéristiques, physique (B Gendre Laboratoire d'Astrophysique de Marseille.

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