La mission franco-chinoise SVOM pour l’étude des sursauts gamma LATTToulouse 24 septembre 2010 Bertrand Cordier IRFU-SAp, CEA-Saclay Atelier sur les sursauts.

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1 La mission franco-chinoise SVOM pour l’étude des sursauts gamma LATTToulouse 24 septembre 2010 Bertrand Cordier IRFU-SAp, CEA-Saclay Atelier sur les sursauts gamma

2 Les sursauts gamma : comment ça marche ? Planche 2La mission SVOM

3 GRB 090423 est l’astre le plus lointain jamais observé… Le 23 avril 2009 à 07:55:19, BAT à bord de Swift détecte GRB 090423 72 s après, XRT à bord de Swift observe le champ en rayons X 15 h après, GROND observe la rémanence IR Le sursaut le plus distant z ~ 8,1 15 h après, TNG observe le champ avec un prisme-objectif 17 h après, VLT (ISAAC) observe la rémanence IR z ~ 8,2 z ~ 8 3 h après, UKIRT/Hawai découvre la rémanence en IR 5 j après, IRAM (Plateau de Bure) détecte la rémanence à 3 mm 7 h après, Gemini-North observe la rémanence en IR z ~ 9 Planche 3La mission SVOM étoile du champ GRB 090423

4 Brève histoire de l’Univers Planche 4La mission SVOM

5 Astrophysique des Accélération et nature des jets relativistes Processus de rayonnement Rémanence précoce et choc en retour Connexion sursauts-supernovas Origine des sursauts courts Progéniteurs Physique Origine des rayons cosmiques UHE Tester l’invariance de Lorentz Sursauts courts et ondes gravitationnelles fondamentale Cosmologie Tracer la formation stellaire à grand z Étudier la ré-ionisation de l’univers Chandelles (paramètres cosmologiques) Phares cosmologiques (étude des avant-plans) Galaxies hôtes Objectifs scientifiques de la mission SVOM Sursauts gamma Diversité et unité du phénomène hautes énergie Sursauts gamma Diversité et unité du phénomène Astrophysique des Accélération et nature des jets relativistes Processus de rayonnement Rémanence précoce et choc en retour hautes énergie Connexion sursauts-supernovas Origine des sursauts courts Progéniteurs Physique Origine des rayons cosmiques UHE Tester l’invariance de Lorentz Sursauts courts et ondes gravitationnelles fondamentale Cosmologie Tracer la formation stellaire à grand z Étudier la ré-ionisation de l’univers Chandelles (paramètres cosmologiques) Phares cosmologiques (étude des avant-plans) Galaxies hôtes Planche 5La mission SVOM

6 Spécifications système retenues en phase A Dans tous les cas, 5 min avant et 10 min après T 0 (déclanchement du sursaut), observer le champ du sursaut dans la bande X/gamma (4 keV à 5 MeV) Dans la plupart des cas,< 5 min après T 0 et jusqu’à T 0 +1 jour, pointer la direction du sursaut dans la bande des rayons X mous et la bande R (M R = 23) Dans la plupart des cas, < 5 min après T 0 et jusqu’à T 0 +1 jour, pointer la direction du sursaut dans la bande des rayons X mous et la bande R (M R = 23) Dans la plupart des cas, < 10 min après T 0, mesurer les coordonnées célestes du sursaut avec une précision meilleure que 20 sec d’arc Dans tous les cas, < 1 min après T 0, transmettre les coordonnées du sursaut Dans > 40% des cas, 40% des cas, < 5 min après T 0, mesurer les coordonnées avec une précision meilleure que 0,5 sec d’arc et estimer le redshift photométrique Ajuster le programme d’observation pour mener dans > 75% des cas les suivis des sursauts avec les grands télescopes terrestres (classe des 8 m) Dans tous les cas, < 10 s après T 0, mesurer les coordonnées célestes du sursaut avec une précision meilleure que 10 min d’arc Détecter durant la durée nominale de la mission ≥ 200 sursauts de tous types Dans > 20% des cas, 5 min avant et 10 min après T 0, observer le champ du sursaut dans le visible (M V = 15) Dans tous les cas, 5 min avant et 10 min après T 0 (déclanchement du sursaut), observer le champ du sursaut dans la bande X/gamma (4 keV à 5 MeV) Dans la plupart des cas,< 5 min après T 0 et jusqu’à T 0 +1 jour, pointer la direction du sursaut dans la bande des rayons X mous et la bande R (M R = 23) Dans la plupart des cas, < 5 min après T 0 et jusqu’à T 0 +1 jour, pointer la direction du sursaut dans la bande des rayons X mous et la bande R (M R = 23) Dans la plupart des cas, < 10 min après T 0, mesurer les coordonnées célestes du sursaut avec une précision meilleure que 20 sec d’arc Dans tous les cas, < 1 min après T 0, transmettre les coordonnées du sursaut Dans > 40% des cas, 40% des cas, < 5 min après T 0, mesurer les coordonnées avec une précision meilleure que 0,5 sec d’arc et estimer le redshift photométrique Ajuster le programme d’observation pour mener dans > 75% des cas les suivis des sursauts avec les grands télescopes terrestres (classe des 8 m) Dans tous les cas, < 10 s après T 0, mesurer les coordonnées célestes du sursaut avec une précision meilleure que 10 min d’arc Détecter durant la durée nominale de la mission ≥ 200 sursauts de tous types Dans > 20% des cas, 5 min avant et 10 min après T 0, observer le champ du sursaut dans le visible (M V = 15) Planche 6La mission SVOM

7 VTGRM ECLAIRs GWACGFT-1GFT-2 Configuration de mission retenue en phase A MXT Planche 7La mission SVOM

8 ECLAIRs – Détecter et localiser les sursauts Champ de vue : 2 sr 200 modules de 4 x 8 détecteurs CdTe (4 mm × 4 mm) Surface utile : 1024 cm 2 Domaine spectral : 4 keV à 250 keV Masque codé (40% transparence) Blindage passif pour bloquer le fond X Localise tout sursaut détecté > 8 σ avec une erreur 8 σ avec une erreur < 10 arc min Planche 8La mission SVOM

9 ECLAIRs – Performances attendues 3.5 keV Énergie (keV) 1040 6050 2030 Coups 100 200 300 0Bande(keV)20-20015-1504-50GRB/an à z > 6 0,1-0,51,3-4,02,0-4,0InstrumentIBISINTEGRALBATSwiftECLAIRsSVOM Taux de détection des sursauts à grand z Salvatera et al. Astro-ph 2007 1001010 3 Énergie du pic (keV) 1 Sensibilité (ph cm -2 s -1 ) CXG BAT IBIS BATSE Planche 9La mission SVOM

10 Le trigger d’ECLAIRs counts s -1 per det. 0.5 1.0 time (s) 0 100200 0.0 counts s -1 time (s)-2 8 10 5 0 4 10 5 5 T0 A bord deux traitements temps réel des données Le trigger “taux de comptage” Détecte les sursauts par surveillance des taux de comptage de la caméra X-gamma Le trigger « image » Détecte les sursauts par différence d’images successives Efficace pour les sursauts prompts Efficace pour les sursauts étirés dans le temps La mission SVOM

11 ECLAIRs simulation : Expected sensitivity 30° from the optical axis On axis ECLAIRs 6  sensitivity  ECLAIRs particularly sensitive to Highly red-shifted GRB La mission SVOM

12 2 modules Permet de mesurer E pic jusqu’à ~ 500 keV GRM – Le moniteur gamma Surface utile : 280 cm 2 par module Domaine spectral : 50 keV à 5 MeV Collimateur (haut de 40 mm, épais de 1 mm) quartz NaI (15 mm) CsI (15 mm) plastique Fenêtre Al Détecteur à scintillation (phoswich) Planche 12La mission SVOM

13 MXT – Localiser les sursauts avec précision Domaine spectral : 0,3 keV à 7 keV Localise les sursauts avec une erreur < 40 sec. arc Champ de vue : 1,1° Résolution angulaire : 2 min. arc Distance focale : 1 m Surface efficace : 50 cm 2 à 1 keV Diamètre : 210 mm (11 coquilles) Planche 13La mission SVOM Concentrateur à galette de micro-canaux Caméra CCD

14 Une galette de microcanaux Planche 14La mission SVOM

15 Réfléchir les rayons X avec des microcanaux Rayons X incidents Réflexion simple (foyer linéaire) Réflexion double (foyer ponctuel) Planche 15La mission SVOM

16 Focaliser les rayons X avec des microcanaux Microcanaux montés sur deux calottes sphériques Foyer En disposant les galettes de microcanaux sur deux calottes sphériques de 4 m et 1,3 m de rayon montées l’une devant l’autre, on réalise une optique équivalente à un miroir X « classique » de 1 m de focale Planche 16La mission SVOM

17 Optique d’entrée du MIXS-T de Bepi Colombo Planche 17La mission SVOM

18 MXT – Performances attendues Planche 18La mission SVOM Etudie en détail l’émission rémanente en rayons X Observation XRT Swift Simulation MXT SVOM 10 2 Temps depuis le début du sursaut (s) 10 3 10 4 10 5 10 6 Coups s -1 10 -3 10 -5 10 -1 1 10 2 10 -2 10 -4 10 GRB 050730

19 VT - Télescope dans le visible Détecte l’émission rémanente jusqu’à M V ~ 23 (300 s) Dessin optique Ritchey-Chrétien Diamètre du miroir : 450 mm Champ de vue : 21 min arc × 21 min arc Distance focale : 45 cm CCD-1 (2048 x 2048) 400-650 nm CCD-2 (2048 x 2048) 650-1000 nm Bertrand Cordier Planche 19La mission SVOM

20 MXT/VT – Séquence instrumentale La mission SVOM Utilisation des données VT pour réduire la boite d’erreur MXT

21 Les GFTs - deux télescopes de suivi au sol Longueur d’onde : 400-1700 nm Diamètre = ~100 cm Champ de vue : 21 min arc m lim ~ 21.5 (R) ~40 GRBs/yr Identification et localisation des afterglows des sursauts à partir des positions d’ ECLAIRs Localisation des sursauts sombres Suivi de l’afterglow précoce en visible/NIR Distribution spectrale de l’afterglow précoce Mesure de l’émission visible prompte des sursauts longs Il y a 2 GFTs (Chine et France) situés des longitudes différentes

22 GWAC : la caméra grand champ au sol Longueurs d’onde : 400-900 nm Champ de vue ≈ 90° m lim ~ 15 (R) Quelques GRBs/yr La GWAC est réalisée par le NAOC en Chine GWAC GFT VT Kann et al. 2010 1 minute systématique Etude systématique de l’émission visible prompte

23 ECLAIRs GRM ECLAIRs et GRM observent l’émission prompte X/gamma Espace Stratégie d’observation Sol GWAC GWAC (prompte en bandeV) VT VT (bandes V et R) MXT MXT (rayons X mous) T 0 + < 5 min Suivi multi messagers Télescopes robotisés T 0 + 1 min GFTs GFTs (bandes B, V, R, I, J, H) ECLAIRs ECLAIRs fournit l’alerte sursaut au temps T 0 Planche 23La mission SVOM

24 Capacités multi-longueurs d’onde Instruments embarqués et au sol : couverture spectrale inégalée 10 2 10 3 10 4 10 5 101-50 10 22 10 20 10 16 10 18 10 14 10 15 10 14 T (s) (graduation logarithmique) T (m) (linéaire) Fréquence (Hz) Espace Sol Basculement du satellite GRM ECLAIRs MXT VT GWAC GFT-2 GFT-1 Planche 24La mission SVOM

25 jour jourjour côté nuit Stratégie de pointage Orbite de SVOM (i ~ 30°) La plupart des sursauts détectés par SVOM apparaîtront bien au-dessus de l’horizon des grands télescopes terrestres, tous situés aux tropiques Planche 25La mission SVOM

26 Dec SCOX1 Galactic Equator +/- 5 and 10° Anti Solar Direction Stratégie de pointage : la loi B1 La mission SVOM Pseudo antisolaire Evitement du plan galactique Accessibilité des grand télescopes optimise la mesure du redshift

27 Stratégie de pointage : loi B1 La science hors-sursaut : suivi multi longueurs d’onde Zones du ciel accessibles pendant l’année pour les instruments petit champ : MXT-VT

28 Transmission des paramètres des sursauts Planche 28La mission SVOM

29 Les points forts de SVOM ECLAIRs est sensible à partir de 4 keV, permettant une très grande diversité des populations détectées: Sursauts classiques, XRFs, Sursauts sous-lumineux, Sursauts à grand z Les sursauts SVOM sont observables immédiatement depuis l’hémisphère nocturne de la Terre Les sursauts SVOM bénéficieront d’un suivi au sol dans l’infrarouge SVOM apportera un nombre de sursauts avec un redshift égal ou supérieur à Swift Bon équilibre des sensibilités entre les télescopes MXT et VT Le suivi au sol fait partie intégrante de la mission Excellent suivi de l’émission prompte du visible au MeV Mesure de l’émission visible prompte Mesure systématique du maximum du spectre (E peak ) La mission SVOM