Le télescope Fermi fête ses dix ans, il a transformé notre perception de l’Univers

Le télescope spatial Fermi a été lancé en juin 2008 par la NASA pour une mission initiale de 5 ans afin de collecter les rayons gamma traversant notre environnement et d’identifier leurs sources. En Août 2013 il est entré dans une mission étendue de 5 ans qui maintenant touche à sa fin. Il a à son actif une moisson éblouissante d’observations inédites.

Situés à une des extrémités du spectre électromagnétique, les rayons gamma cosmiques, rayonnement à très hautes fréquences de photons à très courtes longueurs d’onde, ont une très haute énergie et sont produits par les situations ou les événements les plus violents de l’univers*. Ils sont cependant presque complètement arrêtés par l’atmosphère terrestre et on a donc cherché à observer leurs sources en utilisant des télescopes spatiaux, le dernier en date étant Fermi (d’après le nom du physicien italien Enrico Fermi, pour rendre hommage à son hypothèse sur l’accélération des particules cosmiques).

*Fréquences montant à plus de 30 exahertz, longueurs d’onde inférieures à 1 picomètre, énergie montant à plus de 500 GeV. Ils proviennent de sources relativement stables, pulsars, AGN (Noyaux Actif de Galaxies) se manifestant sous forme de blazars (jets relativistes produits par des trous noirs supermassifs) ou d’émissions soudaines et de courte durée, produites par des événements, « GRB » (« Gamma-Ray Bursts » ou sursauts gamma), notamment du fait de l’effondrement gravitationnelle d’étoiles géantes (hypernovæ) pour les GRBs longs et fusions d’étoiles à neutrons pour les GRBs courts. A noter que les photons gamma sont rares (3 photons par seconde détectés par Fermi alors que les rayons cosmiques – « GCR » – sont 100 fois plus nombreux).

Comme tous ces merveilleux instruments que sont les télescopes modernes de haute technologie, Fermi est le fruit d’une vaste coopération internationale sous la direction d’un initiateur puis maître d’œuvre. Ici, la NASA a mené la conception et la réalisation de Fermi avec le concours du département américain de l’énergie (DOE) et de la France*, ainsi que de l’Allemagne, de l’Italie, du Japon, de la Suède et de diverses sociétés américaines.

*Les entités françaises ayant participé à Fermi sont le Centre d’Etudes Nucléaires de Bordeaux-Gradignan (« CENBG »), le Laboratoire Leprince-Ringuet de l’Ecole Polytechnique, le Laboratoire Univers et Particules de Montpellier, le Service d’Astrophysique du Commissariat à l’Energie Atomique, soutenus par le CNES.

Compte tenu des rayonnements qu’il cherche à capter, Fermi n’a pas de lentille ni de miroir, ce n’est donc pas un « télescope » au sens strict du mot mais plutôt un capteur de rayonnements électromagnétiques. Il est équipé principalement, d’un collecteur orienté comme un télescope (« LAT » pour « Large Area Telescope ») et secondairement, d’un détecteur multidirectionnel de sursauts gamma (« GBM » pour « Gamma-ray Burst Monitor »). A noter qu’à l’origine, jusqu’à sa mise en service en Août 2008, Fermi s’appelait « GLAST » pour « Gamma-ray Large Area Space Telescope ».

Il faut se représenter le LAT comme une boite parallélépipèdique à base carrée de 0,72 mètre d’épaisseur et de base de 1,8 mètres de côté. Le capteur, bien protégé de toute perturbation extérieure (température, micrométéorites), est un ensemble de 16 « récipients » de 37 cm x 37 cm sur une hauteur de 66 cm, appelés « tours », chacun fermé par une couche de détecteurs « anti-coïncidence » qui ne laisse passer sans interférence (flash) que les seuls rayons gamma (électriquement neutres). Les GCR (chargés) sont identifiés lorsqu’ils traversent le détecteur de la couche anti-coïncidence et le signal déposé, évite leur traitement par le système d’acquisition des données (Data Acquisition System). A noter que le cahier des charges imposait que l’appareil puisse écarter 99,97% des rayons cosmiques. Les tours sont chacune remplie de 18 plaques de tungstène et de 16 bandes de détection en silicium (880000 microbandes !). Après avoir franchi la couche anti-coïncidence, les rayons gamma pénètrent les plaques de tungstène (« convertisseurs ») où ils produisent des particules chargées (électrons et positrons) qui tracent leur passage dans les bandes de silicium (ce sont des « trajectographes micropistes ») ce qui donne la direction des rayons gamma d’origine (plus l’énergie est élevée, plus la direction est précise, jusqu’à 0,2° au-delà de 10 GeV). Les particules perdent tout ou partie de leur énergie ensuite dans un calorimètre en iodure de césium, l’intensité du signal lumineux produit par ces particules dans cette matière permettant de mesurer l’énergie reçue. Le calorimètre du LAT perçoit toute émission dans une gamme de 20 MeV à plus de 300 GeV.

L’instrument secondaire, GBM, développé par le National Space Science & Technology Center américain avec le Max Planck Institute (Allemagne) consiste en douze volumes d’iodure de sodium (élément choisi pour ses propriétés de scintillation) qui détectent les rayons X et les rayons gamma de basse énergie, et en deux volumes de germanate de bismuth (scintillateur, comme l’iodure de sodium) pour les rayons gammas de haute énergie. Il est sensible à des rayonnements moins énergétiques (de 8 KeV à 30 MeV) que ceux décelés par le LAT avec un petit chevauchement qui permet de « ne rien manquer ». Il doit réagir à la provenance aléatoire de rayonnements occasionnés par toutes sortes d’événements de type GRB et sur une période de temps variable (les GRB peuvent durer quelques microsecondes à plusieurs milliers de secondes).

Le LAT couvre 20% du ciel à tout moment et la totalité toutes les trois heures (le satellite porteur pivotant sur son axe sans jamais regarder vers la Terre). Le GBM, lui, capte les émissions tout azimut, sauf celles cachées par la Terre mais cela ne dure pas longtemps car l’orbite (à 565 km de la Terre) est parcourue par le satellite en seulement 96 minutes. Il est donc multidirectionnel (ses capteurs ressemblent à de grosses lampes de poches tournées dans toutes les directions).

Les données des deux instruments sont recueillies par un Data Acquisition System, véritable centre nerveux de l’observatoire spatial, qui traite, stocke puis transmet les données à la Terre. A noter que le dispositif n’utilise que 650 Watts de puissance électrique (fournie par des panneaux solaires). A noter aussi qu’en cas de besoin (GRB suffisamment intense) le LAT peut se focaliser automatiquement sur une même source. Il peut aussi être pointé volontairement. A noter enfin que Fermi n’est pas le premier télescope dédié aux rayons gamma mais qu’il est extraordinairement plus puissant que son prédécesseur EGRET (25 fois moins sensible).

L’observation a permis de collecter des données sur une quantité très importantes de sources, AGN, pulsars, amas globulaires (amas stellaires très denses), électrons de rayonnement cosmique, GRB, étoiles à neutrons binaires, restes de supernovæ, sources diffuses de rayons gamma.

Sur dix ans le LAT a observé plus de 5000 sources de rayons gamma y compris la plus grosse explosion cosmique jamais détectée (en Avril 2013 rayon gamma de 94 GeV provenant de la source GRB 130427A dans un GRB qui a duré plusieurs heures). Une carte du ciel a été établie qui montre la répartition des sources. Elle sera pour longtemps une référence et l’origine de nouvelles études. Sur cette carte on voit notamment une zone en-dessous et au-dessus de notre centre galactique, très riche en rayons gamma. On parle de deux « bulles » émettrices. Oblongues, elles s’étendent sur 25000 années-lumière de part et d’autre du centre galactique et font penser à la base des jets relativistes de matière que l’on voit partir du trou noir central des galaxies actives (même si la Voie Lactée n’en est pas une). Une « première », toute récente, annoncée le 17 juillet 2018, localise la source d’un neutrino perçu par le collecteur IceCube situé en Antarctique de cette particule évanescente (du fait qu’elle interagit extrêmement peu avec la matière). Le neutrino avait une énergie énorme 300 TeV (un TeV est égal à 1000 GeV) et était en cohérence avec une éruption perçue par Fermi en provenance du trou noir supermassif d’une galaxie active (blazar) connue, distante de 3,7 milliards d’années-lumière.

De son côté le GBM a observé plus de 2300 explosions de rayons gamma (GRB). Notamment le 17 août 2017, un GRB dans la constellation de l’Hydre alors que, simultanément LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory) détectait des ondulations de l’espace-temps provenant du même évènement, la fusion de deux étoiles à neutrons. C’était la première fois que l’on détectait en même temps des ondes gravitationnelles et lumineuses.

L’on voit donc qu’en nous permettant de connaître les moteurs les plus puissants de nos galaxie, le télescope Fermi va nous faire accomplir une grande avancée dans la compréhension de l’univers. On approche de plus en plus (espérons de mieux en mieux) les phénomènes de gravité extrême. C’est très important puisque, in fine, c’est ce phénomène qui structure le monde de la matière qui nous entoure aussi loin que nous permettent d’appréhender nos instruments.  On constate aussi, une fois de plus, l’apport très important de la coopération dans la complémentarité entre les observatoires, qui est permise par l’instantanéité des communications mondiales et par l’intérêt commun bien compris des astronomes.

NB : Ce texte a été soumis pour relecture à Benoît Lott du CENBG (Directeur de recherche au CNRS). Il y a apporté quelques précisions/rectifications. Le savoir-faire de l’Institut National de Physique Nucléaire et de Physique des Particules (IN2P3/ CNRS) dans la réalisation de détecteurs pour la physique subatomique a permis aux physiciens bordelais, avec le concours du Professeur Benoît Lott, d’apporter leurs compétences dans l’étude de la réponse du calorimètre aux rayons gamma.

Image à la Une: La voie Lactée vue par Fermi. On y voit les deux bulles de 25.000 années-lumière mentionnées dans l’article. Constituées de rayons gamma d’énergie allant de 1 à 10 GeV,  elles s’élèvent de part et d’autre du Centre galactique. Un satellite ROSAT (Allemagne avec les Etats-Unis et la Grande-Bretagne), avait détecté la racine en rayons X de ces bulles dans les années 90. Fermi a permis d’en voir la composante gamma, beaucoup plus importante. Credits: NASA’s Goddard Space Flight Center

Lien vers le site de la NASA https://fermi.gsfc.nasa.gov/

Lien vers le site du CENBG : http://www.cenbg.in2p3.fr/COSMAX-Contexte-Experimental

Image ci-dessous (1) : représentation du spectre électromagnétique (les rayons gamma sont tout à droite).

Image ci-dessous (2), crédit CENBG :

Schéma éclaté du Fermi-LAT. Vous voyez ici l’intérieur d’une de ses 16 « tours » et de la représentation de la pénétration d’un rayon gamma. La tout est (comme les autres) composée d’un trajectographe (partie supérieure) et d’un calorimètre (partie inférieure). Un système d’anti-coïncidence (tuiles en gris clair) entoure la partie supérieure et est recouverte d’un bouclier de protection contre les micro-météorites (en jaune):

Image ci-dessous (3): télescope Fermi déployé sur son orbite (vue d’artiste, crédit NASA):

Pierre Brisson

Pierre Brisson

Pierre Brisson, président de la Mars Society Switzerland, membre du comité directeur de l'Association Planète Mars (France), économiste de formation (Uni.of Virginia), ancien banquier d'entreprises de profession, planétologue depuis toujours.

Une réponse à “Le télescope Fermi fête ses dix ans, il a transformé notre perception de l’Univers

  1. Permettez-moi quelques compléments à votre passionnant et très intéressant article : le satellite FGST, ainsi nommé dès le 26 août 2008, conçu et mis en orbite sous le nom de GLAST le 11 juin 2008, d’une masse de 4,3 tonnes, était conçu pour une mission primaire d’opération de 5 ans, avec un objectif espéré de 10 ans. Il effectue un peu plus de 15 révolutions autour de la Terre chaque jour, à une vitesse moyenne de quelque 7,5 km/s. Il est alimenté par des panneaux photovoltaïques d’une puissance crête de 3,122 kWc, sa consommation étant de 1,5 kW, plutôt que de 0,65 kW. Ses “trajectographes” (“trackers”) permettent une précision moyenne de détection de position de l’ordre d’une minute d’arc, soit 0,02° plutôt que 0,2°. Les extrêmes vont de 7 minutes d’arc (0,12°) à 20 secondes d’arc (0,0056°) selon le niveau d’énergie des sources (entre 20 MeV et 300 GeV).

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