SVOM (acronyme de Space-based multi-band astronomical Variable Objects Monitor) est un observatoire spatialgamma et Xfranco-chinois qui a pour objectif de détecter les sursauts gamma, d'en déterminer les caractéristiques et la localisation et de permettre leur suivi par les observatoires terrestres. Pour remplir cet objectif, il comporte plusieurs instruments. Le télescopegamma à masque codé ECLAIRs est chargé de détecter le sursaut dont le pic d'énergie est mesuré par GRM. Le télescope à rayons X MXT et le télescope en lumière visible VT doivent affiner sa localisation. Enfin des instruments au sol (instruments déployés spécifiquement pour la mission et grands observatoires terrestres), poursuivent les observations (dans la mesure du possible identification de l'objet source, mesure de son éloignement, caractéristiques spectrales durant les différentes phases des émissions du sursaut) pendant plusieurs heures après le sursaut.
Les caractéristiques de SVOM sont proches de celles de l'observatoire spatial Swift développé par la NASA, qui a été placé en orbite en 2004 et est toujours opérationnel en 2024. Par rapport à celui-ci il est optimisé pour les sursauts de faible intensité et ceux ayant un décalage vers le rouge très important (étoiles apparues durant la phase de réionisation). Un des objectifs majeurs de la mission est de parvenir à démontrer que les sursauts gamma courts sont déclenchés par la fusion d'objets compacts (étoile à neutron ou trou noir) et à les associer à la détection d'ondes gravitationnelles.
Le projet SVOM (acronyme de Space-based multi-band astronomical Variable Objects Monitor) prend la suite du projet ECLAIRs abandonné par l'agence spatiale française, le CNES, dont il reprend l'instrument principal. L'agence spatiale chinoise, le CNSA, fournit la plate-forme et deux des instruments de SVOM. Le CNES fournit deux autres instruments dont l'instrument principal ECLAIRs.
Objectifs
SVOM doit permettre la détection de 100 sursauts gamma par an tout en observant l'émission rémanente associée en lumière visible et infrarouge. Les informations recueillies, dont les localisations précises, doivent être rapidement transmises aux observatoires au sol pour des observations complémentaires.
Caractéristiques techniques du satellite
SVOM est un satellite stabilisé sur 3 axes d'environ 950 kg de forme parallélépipédique (1 × 1 × 2 m.). Les instruments représentent une masse approximative de 450 kg. Il est alimenté en énergie par des panneaux solaires fournissant 800 Watts et dispose d'une propulsion lui permettant de corriger son orbite durant les différentes phases de sa mission. Les différents composants de sa plateforme sont complètement redondants.
Masque codé de l'instrument ECLAIR du télescope SVOM.
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ECLAIRs est l'instrument principal de SVOM. Il s'agit d'un télescope à rayons gamma à masque codé grand champ (2 stéradian) observant le rayonnement X et gamma mou (énergie comprise entre 4 et 150keV), qu'il utilise pour détecter et effectuer une première localisation des sursauts gamma. Son seuil de détection très bas lui permet de détecter les sursauts gamma riches en rayons X en particulier les sursauts lointains. La résolution temporelle est de 10 microsecondes. La localisation (rayon) est inférieure à 12 minutes d'arc dans 98% des cas et inférieure à 5 minutes d'arc dans 70% des cas. Elle est donc plus petite que le champ de vue des télescopes MXT (1 degré²) et VT (26 minutes d'arc²). Sa résolution spectrale est de l'ordre de 1,5 keV pour un rayonnement de 60 keV. La détection des sources transitoires se fait de manière autonome à bord du satellite via le système de traitement scientifique UGTS (Unité de Gestion et de Traitement Scientifique). Ce dernier, lorsque il a détecté et localisé un source transitoire, déclenche un processus qui pointe les autres instruments vers la région du ciel concernée et transmet une alerte aux autres observatoires.
L'instrument comprend le masque codé, l'armature blindée, le plan détecteur avec son électronique et le système de traitement des données UGTS:
Le masque codé est une structure auto-porteuse constituée d'une feuille de tantale prise en sandwich entre deux couches de titane qui mesure 54 sur 54 centimètres. Les parties pleines bloquent pratiquement tous les photons d'une énergie supérieure à 120 keV. Les parties du masque non obstruées représentent environ 40% de la superficie. Chaque élément du masque mesure 11,73 millimètres de côté tandis que la distance entre les éléments du détecteur est de 4,5 millimètres. Le ratio entre ces deux distances de 2,6 est optimisé pour la précision de la localisation au détriment de la sensibilité (optimale lorsque ce ratio est proche de 1).
Le plan détecteur, baptisé DPIX, est placé à 46 centimètres du masque codé. Il est composé de 6 400 détecteurs (80 × 80). Ceux-ci sont des cristaux de tellurure de cadmium (CdTe) caractérisés par un courant de fuite très faible. Chaque détecteur a une superficie de 4 × 4 mm et une épaisseur de 1 mm. La surface totale du plan détecteur est de 1 296 cm2 mais la surface active de détection est de 1 024 cm2 (la surface efficace est de 150 cm2 à 4 keV et de 400 cm2 dans la bande d’énergie 20-50 keV). Les détecteurs sont groupés par bloc de 32, formant un module XRDPIX qui est connecté à une electronique de lecture constituée de composants ASIC.
L'armature blindée encadre le plan détecteur de manière à réduire le bruit de fond diffus cosmique X. Il est constitué de plusieurs feuilles d'aluminium, de cuivre et de plomb superposées.
Le système de traitement scientifique UGTS (Unité de Gestion et de Traitement Scientifique) est principalement chargé de traiter les données pour identifier la détection éventuelle d'un sursaut gamma. Ce traitement est fait à bord parce que la liaison avec le sol a un débit insuffisant pour permettre la transmission et le traitement en temps réel par des installations au sol et parce que cette architecture permet de pointer très rapidement les instruments plus précis de SVOM vers la source de rayonnement détectée.
MXT (Microchannel X-Ray Telescope) est un télescope à rayons X à champ étroit (1,1 × 1,1°) fourni par le CNES. Il est mis en œuvre après la détection du sursaut gamma par ECLAIRs pour déterminer de manière plus précise la position du sursaut gamma en observant le début de l'émission rémanente. Il permet d'observer les rayons X mous (0,3keV à 10keV). Sur le plan technique, la partie optique utilise pour la première fois dans le monde la technique des micro-canaux pour faire converger le rayonnement X sur le détecteur. La résolution spatiale permise par le capteur CCD est inférieure à la minute d'arc (jusqu'à 20 secondes d'arc pour les sursauts les plus brillants) et la résolution énergétique est de 75eV lorsque le rayonnement incident est de 1,5keV. MXT est développé par l'Irfu en collaboration avec l'université de Leicester en Angleterre et l'Institut Max-Planck de physique extraterrestre à Garching bei München, en Allemagne.
Détecteur de rayons gamma (GRM)
GRM (Gamma Ray Burst Monitor) est un détecteur de rayons gamma fourni par la Chine pouvant mesurer la courbe de lumière et le spectre des rayons X durs et des rayons gamma de basse énergie (30keV à 5MeV). L'instrument comprend 3 détecteurs ayant chacun un champ de vue de 2,6 stéradian. Ils sont disposés de manière que leur champ d'observation se recoupent (inclinaison de 30° par rapport à l'axe du satellite et espacement entre eux de 120°) de manière à permettre par triangulation une localisation grossière de la source (15°× 15°). Chaque détecteur est constitué d'un cristal d'iodure de sodium fixé sur un tube photomultiplicateur.
Télescope optique (VT)
VT (Visible Telescope) est un télescope optique de type Ritchey-Chrétien de 40 cm d'ouverture et à champ étroit (26 × 26 minutes d'arc) qui observe la source gamma dans le visible (400 à 650 nm) et en proche infrarouge (650-950 nm). Deux capteurs CCD de 2 048 × 2 048 pixels situés au plan focal fournissent l'un une image dans le bleu (450 à 650 nm), l'autre dans le proche infrarouge (650 à 1 000 nm). Le télescope permet d'observer des étoiles de magnitude apparente 22,5 avec un temps de pose de 300 secondes. À partir d'une position approchée fournie par l'instrument MXT, il détermine la position de la source gamma avec une précision de quelques secondes d'arc. Le télescope est fourni par les Observatoires astronomiques nationaux de l'Académie des sciences de Chine.
magnitude 22,5 sans filtre (temps d'exposition de 300 secondes)
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Autres caractéristiques
Surface du détecteur: 1 024 cm2 Élément détecteur: 4 mm × 4 mm × 1 mm Prévision sursauts détectés: ~80 /an
Prévision sursauts détectés: ~70 /an
Ouverture: 40 cm Prévision sursauts détectés: ~60 /an
Prévision sursauts détectés: ~110 /an
Masse
87 kg
35 kg
Déroulement d'une détection
Segment spatial
Lorsqu'il détecte un sursaut gamma, le satellite a la capacité de modifier en quelques minutes son orientation pour compléter l'étude de la source avec ses instruments fonctionnant dans le spectre des rayons X, infrarouge et visible. La durée de la mission est de 3 ans avec une extension possible de 2 ans,,.
Segment terrestre
Le segment terrestre comprend:
Le réseau d'alerte qui communique le plus rapidement possible les caractéristiques de l'événement détecté par l'observatoire aux observatoires au sol GFT.
Les deux télescopes robotiques GFT qui sont pointés vers la position communiquée et grâce à des observations le visible et l'infrarouge précisent la position de l'événement détecté.
Les caméras GWAC qui recherche les contreparties dans le domaine du visible les coordonnées des sursauts fournis par tous les autres instruments (spatiaux + GFTT).
Réseau d'alerte
Pour effectuer une étude détaillée du sursaut gamma, son observation se poursuit au sol. La durée de la phase la plus lumineuse du sursaut est courte aussi lorsqu'elle est détectée ses coordonnées sont immédiatement transmises à des observatoires au sol pour permettre de compléter les informations recueillies avec celles d'observatoires terrestres plus puissants. La transmission s'effectue grâce à un réseau d'alertes comprenant 47 antennes réceptrices VHF () implantées de manière à assurer une couverture complète de la zone intertropicale que le satellite survole. Les données sont transmises à une cellule créée pour la circonstance à Saclay, le FSC (French Science Center).
Télescopes robotiques GFT
Après un premier traitement par le FSC, ces données sont transmises à deux télescopes fonctionnant de manière automatique les GFT (Ground Follow-up Telescope). Pour répondre aux besoins de la mission deux télescopes de ce type, ayant une ouverture d'au moins 1 mètre et couvrant le spectre visible et l'infrarouge proche, sont implantés respectivement à San Pedro Martin (Mexique) au titre de la participation française et à l'observatoire de Xinglong (Chine) au titre de la participation chinoise. Ces télescopes doivent fournir la position du sursaut gamma avec une précision d'environ 1 seconde d'arc et l'évolution du spectre. Les données collectées sont transmises au GCN (plateforme gérée par la NASA qui centralise et redistribue les détections des phénomènes célestes transitoires) qui envoie alors un message d'alerte aux grands observatoires terrestres comme les télescopes optiques NTT et le VLT et le radiotélescope ALMA.
Télescopes grand angle GWAC
Ce réseau est complété par un ensemble de caméras baptisé GWAC (Ground-based Wide Angle Camera) constitué par 9 montures (4 caméras par monture) assurant une couverture globale de 5 000 degrés2 (la moitié du champ de ECLAIRs). Chaque caméra a une optique de 180 mm de diamètre, observe les émissions lumineuses dans le visible (entre 500 et 850 nm) et capte les images à l'aide d'un capteur CCD disposant de 4 096 × 4 096 pixels. L'objectif de ces caméras qui enregistrent en permanence est d'observer le ciel avant l'apparition du sursaut gamma pour identifier éventuellement des événements précurseurs. Ces caméras seront installées sur deux sites accompagnées d'un télescope de 60 cm et de plusieurs télescopes de 30 cm: un sous-ensemble de 18 caméras sera installé à l'observatoire interaméricain du Cerro Tololo (CTIO) au Chili et le deuxième sous-ensemble à l'observatoire ALI à l'ouest du Tibet.
Le centre scientifique français
Le centre scientifique français de SVOM analyse automatiquement les données des alertes en temps réel et les diffusent aux grands télescopes. Les données d'alerte sont également analysées par plusieurs scientifiques français et chinois qui se relaient 24 heures sur 24.
Déroulement de la mission
Vue d'artiste de l'observatoire spatial SVOM en orbite.
Lancement et orbite
SVOM a été placé le sur son orbite par un lanceur spatial chinois Longue Marche 2C décollant de la base de lancement de Xichang (Chine). SVOM circule sur une orbite terrestre basse à une altitude de 625 km avec une faible inclinaison (30°) pour éviter les perturbations des régions polaires. Cette orbite est en partie imposée par la puissance du lanceur et la latitude de la base de lancement.
Contraintes d'orientation
L'orientation du satellite répond à plusieurs contraintes,:
pour maintenir le satellite et ses instruments dans la plage de température autorisée, une des faces de SVOM est constamment maintenue à plus de 90° du Soleil ce qui interdit l'observation de 50% du ciel à un instant donné;
pour que les observatoires terrestres puissent prendre immédiatement le relais en cas de détection d'un sursaut gamma, SVOM observe la région du ciel située à l'opposé du Soleil donc visible par les télescopes terrestres situés sur la face nocturne de la Terre. La contrepartie est que durant la moitié de l'orbite qui dure 95 minutes, les instruments ne peuvent pas fonctionner car la Terre s'interpose entre le ciel et l'engin spatial.
Régions du ciel observées
Les régions du ciel observées répondent par ailleurs aux contraintes supplémentaires (non dépendantes de l'orientation) suivantes:
pour permettre aux télescopes terrestres les plus puissants (VLT, Hawaï, La Palma) d'observer le sursaut gamma dans les meilleures conditions, les régions du ciel privilégiées sont celles situées près du zénith de ces observatoires;
la région de la Voie Lactée est écartée car elle contient de nombreuses sources transitoires dans le domaine X et gamma qui peuvent être confondues à tort avec un sursaut gamma. Par ailleurs, la présence de poussière interstellaire gêne les observations de suivi;
la région de la source X Scorpius X-1 située hors du plan galactique et extrêmement brillante est écartée pour ne pas perturber les mesures.
Programmes d'observations
La mission comprend initialement deux phases: une phase nominale de 3 ans, suivie d'une phase étendue de 2 ans. Les observations effectuées relèvent de trois programmes distincts auxquels il est accordé un temps instrumental qui évolue selon la phase de la mission:
Le programme Core (CP) porte sur la détection automatique des sursauts gamma par SCOM et au suivi des détections sur toutes les longueurs d'ondes. Le temps d'observation accordé à ce programme est de 25% durant les deux phases.
Le programme General (GP) regroupe des observations planifiées de sources gamma identifiées et localisées dont des binaires X, des noyaux actifs de galaxies ,etc.. Le temps d'observation accordé à ce programme est de 60% durant la première phase et de 35% par la suite.
Le programme Target of Opportunity (ToO) regroupe des observations non programmées à l'avance déterminées suite à un événément astronomique détecté par SVOM ou d'autres observatoires. Les phénomènes observés sont des supernovae, des sursauts gamma ainsi que des émissions d'ondes gravitationnelles ou de neutrinos. Le temps d'observation accordé à ce programme est de 15% durant la première phase et de 40% par la suite.
Résultats
Premier bilan (novembre 2025)
Entre sa mise en orbite () et , SVOM a détecté 89 sursauts gamma dont un tiers n'a été détecté que par lui. On peut mentionner GRB 250314A, détecté le 14 mars 2025, au décalage vers le rouge de z ≈ 7,3. D' (début de la phase opérationnelle) jusqu'à les instruments de SVOM ont détecté 80 sursauts gamma dont 37 par ECLAIRs et 43 par GRM seulement. La précision de la localisation médiane des sursaut détectés par ECLAIRs est de 7,1 minutes d'arc. Sur les 29 sursauts détectés par cet instrument, l'émission rémanente X a été observée dans 28 cas (dans 8 cas par SVOM/MXT, 16 par SWIFT/XRT et 6 par EP/FXT), et la rémanence dans le domaine optique dans 20 cas (16 par SVOM/VT). Le décalage vers le rouge a pu être mesuré dans 12 cas grâce à d'autres observatoires.
(en) Stéphane Schanne, Bertrand Cordier et al.«The ECLAIRs GRB-trigger telescope on-board the future mission SVOM» (2-5 décembre 2014) (Bibcode2015arXiv150805851S, lire en ligne) [PDF]. — Swift: 10 Years of Discovery.
Aurélia Maïolo, Les instruments spatiaux ECLAIRs et GRM de SVOM: étalonnage en orbite et analyse spectrale des sursauts gamma, HAL Open Science, , 150p. (lire en ligne)— Thèse sur l'étalonnage réciproque des instruments ECLAIRs et GRM et sur les méthodes d'analyse des sursauts gamma les plus brillants.
Sarah Antier-Farfar, La détection des sursauts gamma par le télescope ECLAIRs pour la mission spatiale SVOM, HAL thèses, , 301p. (lire en ligne)— Thèse de 2016 sur SVOM.
Nicolas Dagoneau, Détection de sursauts gamma ultra-longs et traitement d'images embarqué pour le télescope spatial SVOM/ECLAIRs, HAL thèses, , 301p. (lire en ligne)— Thèse de 2020 sur SVOM.
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