APPEL A IDEES DE RECHERCHE SCIENTIFIQUE SPATIALE

APPEL A IDEES DE RECHERCHE
SCIENTIFIQUE SPATIALE
I. RENSEIGNEMENTS GENERAUX :
I.1. INTITULE DU PROJET : SIMBOL–X
Un télescope spatial de nouvelle génération dans
la gamme 0.5 – 70 keV
I.1. RESPONSABLE SCIENTIFIQUE :
Nom, Prénom :
Téléphone :
Télécopie :
e-mail :
Adresse :
FERRANDO, Philippe
01 69 08 44 38
01 69 08 65 77
[email protected]
Service d’Astrophysique
Bât. 709 Orme des Merisiers
DSM/DAPNIA, CEA / Saclay
91191 Gif-sur-Yvette, Cedex
Date : 6 mars 2004
Signature :
Nom du Laboratoire ou de l’Organisme : CEA/DSM/DAPNIA/SAp
& Fédération de Recherche APC (FR 2562)
Forme juridique : EPIC
Date : 6 mars 2004
Visa du Directeur de Laboratoire ou d'Organisme :
1
I.2. CO-PROPOSANTS :
CEA / Service d’Astrophysique et associés :
Monique ARNAUD
Jean BALLET
Jean-Marc BONNET-BIDAUD
Rémi CHIPAUX
Stéphane CORBEL
Bertrand CORDIER
Anne DECOURCHELLE
Yaël FUCHS
Paolo GOLDONI
Andrea GOLDWURM
Christian GOUIFFES
Philippe LAURENT
François LEBRUN
Olivier LIMOUSIN
Félix MIRABEL
Doris NEUMANN
Jacques PAUL
Claude PIGOT
Jérome RODRIGUEZ
Jean-Luc SAUVAGEOT
Michel TAGGER
____________________________________________________________________
Nom, Prénom :
Téléphone :
Télécopie :
e-mail :
Adresse :
Date :
ROQUES, Jean-Pierre
Giovanni BIGNAMI
Elisabeth JOURDAIN
Julien MALZAC
Alexandre MARCOWITH
05 61 55 64 53
05 61 55 67 01
[email protected]
Centre d’Etude Spatiale des Rayonnements
9, avenue du Colonel Roche
Boite postale 4346
31028 Toulouse Cedex 4
Signature :
Nom du Laboratoire ou de l’Organisme :
Forme juridique :
Date :
Visa du Directeur de Laboratoire ou d'Organisme :
2
____________________________________________________________________
Nom, Prénom :
MOUCHET, Martine
Catherine BOISSON
Téléphone :
Télécopie :
e-mail :
Adresse :
01 45 07 75 22
01 45 07 77 09
[email protected]
Observatoire de Paris-Meudon, DAEC/LUTH
5 place Jules Janssen, 92195 Meudon Cedex
Date :
Signature :
Nom du Laboratoire ou de l’Organisme :
Forme juridique :
Date :
Visa du Directeur de Laboratoire ou d'Organisme :
____________________________________________________________________
Nom, Prénom :
PETRUCCI, Pierre-Olivier
Nicolas GROSSO
Thierry MONTMERLE
Gilles HENRI
Téléphone :
Télécopie :
e-mail :
Adresse :
04 76 63 55 22
04 76 44 88 21
[email protected]
LAOG – Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble
314 rue de la Piscine, 38041 Grenoble Cedex
Date :
Signature :
Nom du Laboratoire ou de l’Organisme :
Forme juridique :
Date :
Visa du Directeur de Laboratoire ou d'Organisme :
3
____________________________________________________________________
Nom, Prénom :
BRIEL, Ulrich
Günther HASINGER
Wolfgang PIETSCH
Norbert MEIDINGER
Delphine PORQUET
Lothar STRÜDER
& Eckard KENDZIORRA (IAA – Tübingen)
Téléphone :
Télécopie :
e-mail :
Adresse :
+ 49 89 30000 3834
+ 49 89 30000 3569
[email protected]
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik
Giessenbachstrasse
85748 Garching
Allemagne
____________________________________________________________________
Nom, Prénom :
Téléphone :
Télécopie :
e-mail :
Adresse :
PARESCHI, Giovanni
Sergio CAMPANA
Oberto CITTERIO
Gianpiero TAGLIAFERRI
+ 39 039 9991169
+ 39 039 9991160
[email protected]
Osservatorio Astronomico di Brera (OAB) – INAF
Via E. Bianchi 46 - 23807 Merate (Lc)
Italie
____________________________________________________________________
Nom, Prénom :
TURNER, Martin
Téléphone :
Télécopie :
e-mail :
Adresse :
+ 44 116 252 3514
+ 44 116 252 2464
[email protected]
Dept. of Physics and Astronomy,
Leicester University
Leicester LE1 7RH
Angleterre
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II. OBJECTIFS SCIENTIFIQUES
Le projet SIMBOL–X est un télescope haute énergie de nouvelle génération, couvrant par une seule
instrumentation continue une gamme s’étendant des rayons X « classiques » aux rayons X « durs »
ou « gamma mous », soit de 0.5 à 70 keV environ. En utilisant dans toute cette gamme un dispositif
de focalisation réservé jusqu’alors aux rayons X de moins de 10 keV, via la construction d’un
télescope de très longue focale s’appuyant sur deux satellites volant en formation, SIMBOL–X
permet un gain d’environ deux ordres de grandeur en sensibilité et en résolution angulaire par
rapport aux instrumentations classiques en X–durs. Cette gamme d’énergie est celle où les
émissions thermiques laissent la place aux émissions plus dures qui signent en particulier
l’accélération de particules et la dynamique de l’accrétion de la matière sur un objet central massif.
Ces phénomènes sont au cœur des objectifs scientifiques de SIMBOL–X.
Avec une résolution angulaire meilleure que 30 secondes d’arc sur toute la gamme d’énergie, une
grande couverture spectrale et une sensibilité inégalée au delà de 10 keV, SIMBOL–X sera
particulièrement dédié aux études et aux « premières » suivantes :
Dans le domaine de la physique de l’accrétion / éjection sur les trous noirs super-massifs et les
objets compacts de masse stellaire :
• la mise en évidence et la caractérisation de l’émission X–dur du trou noir central de notre Galaxie,
SgrA*, dont la très faible activité reste une énigme. Cette émission, inobservable aujourd’hui,
permettra de déterminer la dynamique de la matière autour de SgrA*, contraignant les différents
modèles en concurrence.
• la mesure du spectre et de la variabilité de l’émission des noyaux actifs de galaxies (AGNs), avec
une précision inégalée sur la variabilité à court terme et sur la forme du continu haute énergie.
Cette dernière est nécessaire non seulement à la compréhension de la géométrie en jeu à grande
échelle, mais aussi à la détermination de la forme de la raie du fer, élement de diagnostic crucial
de la physique relativiste proche du trou noir.
• la mesure du spectre des binaires X de notre Galaxie, avec pour la première fois : l’observation
possible d’objets à très faible taux d’accrétion (trous noirs en quiescence), l’étude de la variabilité
temporelle rapide (QPO) au delà de 25 keV, et la détermination fine de la forme de la raie du fer
en corrélation avec le continu haute énergie. Comme dans les AGNs, et SgrA*, les enjeux sont là
aussi la compréhension de la physique de l’accrétion, de la formation de jets, et l’accès à la
vitesse de rotation des trous noirs.
• la détermination de l’émission dure des systèmes binaires des galaxies du groupe local, en
particulier M31 et M33, observables pour la première fois au delà de 10 keV.
Dans le domaine de l’accélération de particules aux plus hautes énergies, la spectro-imagerie de
l’émission X–dur :
• des jets de quasars et microquasars, émission qui pourra être, pour la première fois, séparée de
celle de l’objet central, et determination ainsi de l’énergie maximale d’accélération dans des jets.
• des restes de supernovae, dont on pense que les chocs sont responsables de l’accélération des
rayons cosmiques jusqu’à 1014 eV. On déterminera ainsi les zones priviliégiées d’accélération, et
on mesurera l’énergie maximale vraiment atteinte dans ces restes.
• des amas de galaxies, dont l'emission à haute energie, très probablement due à la presence
d'électrons relativistes, reste très mal connue. La cartographie qui en sera faite pour la première
fois permettra de determiner son origine sans ambiguïte, fournira des diagnostics sur les
processus d'accéleration par les chocs ou la turbulence et permettra de peser l'importance de la
composante non thermique des amas (particules relativistes et champ magnetique) sur l’évolution
de ces objets et sur la mesure de leur masse (quantité fondamentale pour la cosmologie).
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SIMBOL–X s’attaquera par ailleurs à déterminer l’origine des deux composantes diffuses que sont :
• l’émission haute énergie du centre de notre Galaxie, qui reste énigmatique malgré les avancées
de XMM–Newton et de Chandra. La cartographie de cette composante dans le domaine des
X–durs et sa comparaison aux cartes de plus basse énergie permettra de séparer les
composantes thermiques et non thermiques, et de tester ainsi les nombreuses hypothèses faites
sur les populations et leur localisation à l’origine de cette émisson (gaz chaud, électrons suprathermiques, relativistes).
• l’émission du fond diffus X extragalactique. Si celle-ci est essentiellement résolue en sources
ponctuelles en dessous de 10 keV, son origine reste à déterminer vers 30 keV au pic de sa
densité d’énergie. Avec SIMBOL–X l’on pourra s’assurer de l’existence des sources très enfouies
que l’on suppose contribuer à ce fond, les localiser précisément pour pouvoir ensuite déterminer
leur décalage spectral et ainsi étudier l’évolution de la distribution de ces sources dans l’histoire de
l’Univers.
Enfin, SIMBOL–X fournira de précieuses mesures dans d’autres domaines de l’astrophysique des
hautes énergies, en particulier :
• celui des sursauts gamma. Les capacités de repointage relativement rapide de SIMBOL–X (en
dessous de l’heure pour la dynamique du vol en formation) vont en effet permettre de déterminer
la variation temporelle et la forme spectrale de l’émission rémanente en X classiques et X–durs
des sursauts, fournissant ainsi des contraintes importantes sur l’origine de cette émission.
• celui des étoiles jeunes magnétiquement actives, très souvent dans des régions très denses et
donc très fortement absorbées. La sensibilité de SIMBOL–X en X–dur permettra d’étudier les
régions de formation d’étoiles en s’affranchissant des effets d’extinction, et d’étudier les
phénomènes d’accélération autour de ces étoiles, phénomènes qui pourraient contribuer au
rayonnement cosmique chargé.
L’ensemble des objectifs scientifiques résumés rapidement ci-dessus est développé plus en détail
dans le document scientifique joint à cette réponse. Par ailleurs, ils seront aussi discutés lors de
l’atelier SIMBOL–X organisé les 11 et 12 mars 2004, atelier dont les présentations seront transmises
au groupe ad’hoc du CNES, comme complément d’information.
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III.SITUATION ACTUELLE DU THEME DE RECHERCHE
Replacer le projet dans le contexte national et international
L’étude des sites astrophysiques à forte émission non thermique, et accélérateurs de particules, est
un domaine extrêmement dynamique aujourd’hui. C’est en particulier dû aux données nouvelles que
fournissent les satellites X à forte sensibilité et fort pouvoir spectro-imageur en dessous de 10 keV
(XMM–Newton et Chandra), et ceux en X–durs comme RXTE (ou le défunt BeppoSAX) qui
permettent de caractériser les sources fortes jusqu’à plus de 100 keV, mais avec une sensibilité bien
moindre que leurs homologues des X de moins de 10 keV, et sans capacité d’imagerie. Si la
communauté la plus intéressée est bien sûr, en France, celle du GDR PCHE, les objectifs
scientifiques de SIMBOL–X et ses potentialités devraient intéresser d’autres communautés, comme
par exemple celle du PNC pour les questions de fond diffus ou d’étude des amas, ou le PNPS pour la
physique stellaire.
Bon nombre des thèmes scientifiques de SIMBOL–X sont aussi ceux d’IBIS sur INTEGRAL. Mais la
technique de masque codé utilisée ne donne pas à IBIS la sensibilité et la résolution spatiale (12
minutes d’arc FWHM) nécessaire pour atteindre les objectifs de SIMBOL–X qui s’attaque à des
sources d’émission à faible flux, ou qui demandent une bonne séparation angulaire. A titre
d’exemples, il n’a pas été possible de savoir si l’émission haute énergie du centre de la Galaxie vue
par IBIS est due ou non à SgrA* pour des questions de résolution angulaire, et l’on ne peut détecter
que relativement peu d’AGN, et faire un spectre pour une poignée seulement pour des questions de
sensibilité.
En poussant l’utilisation des miroirs en incidence rasante au delà de leur limite actuelle, grâce aux
possibilités de satellites volant en formation, SIMBOL–X va permettre à la gamme X durs jusqu’à au
moins 70 keV de bénéficier des avantages révolutionnaires en termes de sensibilité et de résolution
angulaire qu’apportent les systèmes à focalisation, comme en bénéficient depuis plusieurs siècles
l’astronomie optique, et depuis une quarantaine d’année l’astonomie X « classique ». La sensibilité
de détection de SIMBOL–X est representée ci-dessous, en regard de celles des télescopes X et
gamma passés et présents. La sensibilité de SIMBOL–X est de moins de 1 mCrab à 10 keV et de
5 mCrab à 30 keV pour 100 ks d’observation. Elle est équivalente à celle d’INTEGRAL IBIS à 70 keV.
Fig.S1 : Sensibilité de détection de
SIMBOL–X pour une source ponctuelle,
ou pour une émission diffuse intégrée
dans un diamètre égal à 1 minute d’arc
(0.8 arcmin2), comparée aux sensibilités
de détection de sources ponctuelles
d’autres instruments (estimations prélancement pour XMM, Chandra, et
INTEGRAL). Le calcul est fait pour une
détection à 5 s en un temps d’intégration
de 100 ks.
Cette double tendance, augmenter à la fois la résolution spatiale et l’énergie maximale de
focalisation, est une priorité reconnue de l’ensemble de la communauté mondiale des hautes
énergies. Les deux grands projets Constellation X aux Etats Unis et XEUS en Europe, prévoient ainsi
tous deux d’avoir une grande surface de détection jusqu’à au moins 40 keV. Le premier fait appel à
quatre satellites indépendants, avec chacun un télescope X classique (énergie de moins de 10 keV)
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et trois télescopes X durs ; ces derniers devraient être à base de miroirs en feuille d’aluminium multicouches avec une courte focale, ce qui donnera une résolution spatiale de 1 minute d’arc au mieux,
pour une surface de 1500 cm2 à 40 keV. Le second fait appel à deux satellites volant en formation,
dans un concept identique à celui de SIMBOL–X ; dans sa version nominale XEUS a des miroirs de
technologie dérivée de celle d’XMM–Newton, aussi couverts d’un revêtement multi-couche, avec une
surface similaire à celle de Constellation X à 40 keV, mais avec une bien meilleure résolution spatiale
(de l’ordre de 2 secondes d’arc). Une version basée sur une optique plus légère, actuellement en
développement mais encore très loin des besoins de XEUS, est à l’étude à l’ESA ; dans cette version
XEUS serait toujours basé sur une très longue focale et deux satellites, mais serait placé en L2.
Cette configuration nécessiterait deux lancements indépendants, un pour le satellite miroir et un pour
le satellite détecteur (qui serait lancé indépendamment de l’ESA). La mise en configuration de vol en
formation s’effectuerait par rendez vous en L2. Les dates des deux lancements prévus pour
Constellation X sont maintenant placées en 2016 par la NASA. La date de lancement de XEUS n’est
aujourd’hui pas spécifiée, mais ne peut pas être de façon même optimiste avant 2016, aux dires
même du président du comité de direction de XEUS.
En dehors de ces grands projets dont l’existence est probablement assurée, mais la date de
lancement au-delà de 2015, il existe deux autres projets de satellites s’attaquant à l’imagerie à haute
énergie de façon similaire à SIMBOL–X : NuSTAR et NeXT.
NuSTAR est un projet américain en phase de pré-étude dans le cadre de la sélection en cours d’une
prochaine mission SMEX. Il est basé sur un ensemble de quatre télescopes co-alignés avec une
optique multicouche, monté sur un bras mécaniquement extensible pour donner 9 mètres de focale,
et sur des plans focaux à base de détecteurs CZT. Le tout serait placé en orbite basse. La gamme
d’énergie annoncée est de 6 à 80 keV, et la résolution angulaire de 40 secondes d’arc. Aucune
surface efficace n’est donnée officiellement pour ce projet, mais elle serait bien plus faible que pour
SIMBOL–X (communication privée). Indépendamment de la complication apparente d’un tel projet
par rapport aux capacités des SMEX, qui peut faire douter de ses chances de sélection réelle, on
peut aussi noter que l’énergie minimale de NuSTAR est très haute et ne permet de mesurer ni la raie
du fer, ni la partie thermique des émissions, ni la densité de colonne, toutes quantités variables et
cruciales pour l’interprétation de l’émission des sources hautement variables comme les AGNs et les
trous noirs accrétants. Officiellement, deux missions SMEX devraient être sélectionnées à l’automne
de cette année, pour des lancements en 2007 et 2008. Les autres projets en concurrence avec
NuSTAR sont DUO (relevés en X dans la gamme d’énergie d’XMM, à but cosmologique) dont les
chances seraient très fortes, IBEX (imagerie de l’interface entre héliosphère et milieu interstellaire),
JMEX (étude de la magnétosphère de Jupiter), NEXUS (étude de la couronne solaire).
NeXT est un projet d’instrument haute énergie japonais, pour la mission Astro-G. Il aurait de l’ordre
de 1000 cm2 de surface de collection à 50 keV, pour une résolution spatiale de 30 à 40 secondes
d’arc, avec une technique de miroirs multicouches. Son plan focal pourrait être une combinaison
CCD et CdZnTe, comme proposé pour SIMBOL–X. Il est envisagé de lancer NeXT sur une fusée
japonaise M-V, au début de la prochaine décennie. À la connaissance des proposants, aucune
sélection officielle n’est aujourd’hui acquise.
On peut enfin noter l’existence du projet américain EXIST du côté des hautes énergies. Ce projet
dont l’objectif scientifique est un grand relevé au delà de 10 keV utilise une technique de masque
codé avec un détecteur CdZnTe de 8 m2. Les caractéristiques résultantes en termes de résolution
angulaire (5 minutes d’arc) et de sensibilité de 5 10-13 ergs cm-2 s sont bien moindres que celles de
SIMBOL–X (< 30 secondes d’arc, 2 10-15 ergs cm -2 s), ce qui rend les objectifs scientifiques de
SIMBOL–X tout à fait inatteignables par EXIST.
Au vu des calendriers des très grands projets, et des incertitudes sur les autres projets, SIMBOL–X
sera en toute probabilité le premier instrument spatial focalisateur au-delà de 10 keV. Ceci garantit,
au bénéfice de la communauté astrophysique française, des résultats scientifiques et des
découvertes de tout premier ordre.
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IV. DESCRIPTION DU DISPOSITIF EXPERIMENTAL
Décrire le dispositif expérimental et le scénario de mission envisagé
Le télescope SIMBOL–X est dans son principe similaire aux télescopes X classiques (tels
XMM–Newton et Chandra). Il s’appuie ainsi sur une optique à base de miroirs attaqués en incidence
rasante, dans la configuration optimale dite de Wolter I, optique focalisant les rayons X sur un plan
détecteur où s’effectue la mesure de la position, de l’énergie, et du temps d’arrivée de chaque photon
incident.
Il existe un angle limite d’attaque pour que la réflexion ait lieu, et cet angle est d’autant plus petit que
l’énergie des photons à réfléchir est grande. L’obtention d’une optique focalisatrice pour des énergies
de plusieurs dizaines de keV, avec une surface efficace importante, passe ainsi par une géométrie
permettant de très faibles angles d’attaque pour des grands diamètres de miroir, c’est à dire de très
grandes longueurs focales. Dans le cas de SIMBOL–X, une distance focale de 30 mètres a été jugée
comme offrant le meilleur compromis surface efficace / énergie maximale / complexité du plan focal /
complexité du miroir.
Une telle distance focale ne peut être raisonnablement atteinte
qu’en séparant physiquement le système optique du plan focal,
c’est à dire en construisant un télescope sans tube s’appuyant
sur deux satellites volant en formation comme indiqué sur la
figure ci-contre.
La charge utile de SIMBOL–X a fait l’objet d’une publication
détaillée à la conférence SPIE d’août 2003 (Ferrando et al.,
Proc. SPIE 5168, 65, astro-ph/0309424). La faisabilité du vol en
formation pour SIMBOL–X a quant à elle fait l’objet d’une étude
poussée par une équipe du PASO du CNES, étude dont les
conclusions ont été présentées au début 2004.
Nous reprenons très succinctement ici les principaux points
relatifs à la charge utile, à la faisabilité du vol en formation, et au
scénario de mission envisagé. De plus amples informations
peuvent être obtenues dans l’article cité ci-dessus pour ce qui
est des différentes composantes de la charge utile, ainsi
qu’auprès du PASO (ou des proposants) pour ce qui est de la
pré-étude de l’ensemble de la mission.
Charge utile
Le miroir
Le miroir sera fourni par l’Observatoire Astronomique de Brera (OAB, Merate, Italie), dont les équipes
ont une longue expérience de fabrication de miroirs en rayons X. Elles ont en particulier fourni les
miroirs de BeppoSAX, de Jet–X (et donc de SWIFT) et ont développé la technique de fabrication des
miroirs d’XMM–Newton, la fabrication industrielle ayant été sous-traitée à l’industriel italien MediaLario. Un montage similaire sera mis en place pour SIMBOL–X.
L’optique nominale pour SIMBOL–X est basée sur des coquilles de nickel recouvertes d’une couche
réflectrice de platine en utilisant une technique identique à celle des miroirs d’XMM–Newton (dont la
couche réflectrice est en or). Le tableau et la figure ci-dessous donnent les caractéristiques
essentielles de cette optique.
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Diamètre Max/min
Longueur focale
Hauteur du miroir
Configuration
Nombre de coquilles
Couche réflectrice
Angles min et max
Materiau des coquilles
Epaisseur des coquilles
Masse du miroir
Champ de vue (50 % vignetting)
Résolution angulaire (HEW)
Surface collectrice @ 30 keV
Consommation électrique
600/290 mm
30000 mm
600 mm
Wolter I
100
Pt
o
0.07 /0.142o
Ni
0.12/0.30 mm
213 kg
6 arcmin
30 arcsec
580 cm2
200 W
Caractéristiques du miroir nominal de SIMBOL–X
La puissance électrique mentionnée (200 W) correspond au contrôle thermique des miroirs,
nécessaire à assurer la stabilité des qualités optiques, sur l’orbite et pour un miroir entièrement
ouvert sur le ciel (des deux côtés). Cette puissance pourrait être largement diminuée si une
protection thermique transparente aux X était placée en entrée et sortie du miroir.
Il est important de noter que si ce miroir répond aux exigences scientifiques de la mission, il y a deux
possibilités d’amélioration que l’on peut envisager d’examiner en phase A en collaboration étroite
avec l’étude de mission, dans un processus d’optimisation de l’ensemble. La première consiste à
augmenter la masse du miroir dans les mêmes conditions de technologie, ce qui permettrait
d’améliorer la résolution angulaire via une meilleure rigidification des coquilles. La seconde consiste
à couvrir les coquilles extérieures d’un revêtement multicouche, technologie maitrisée par l’OAB, qui
permettrait de gagner en surface jusque vers 70 keV, et de permettre ainsi à SIMBOL–X de
s’attaquer à la détection des supernovae jeunes via la mesure des raies du 44Sc, fils du 44Ti.
Le plan focal
Le plan focal doit couvrir largement l’ensemble du champ de vue, avoir des capacités d’imagerie
permettant le suréchantillonage de la tâche focale, bénéficier d’une efficacité de détection maximale
sur toute la gamme d’énergie couverte par le miroir, fournir une mesure d’énergie précise au niveau
des raies élementaires, en particulier du fer, et une datation des temps d’arrivée autorisant les études
de variabilité rapide. Il doit aussi avoir une forte capacité de réjection des bruits de fond parasites
induits par le passage des particules chargées.
Cet ensemble de contraintes conduit à un concept de détecteur à deux plans imageurs, tel que
montré dans le schéma de principe ci-dessous. Le premier plan imageur rencontré par les photons
en provenance du miroir sera à base de silicium, et détectera les photons de basse énergie. Le
second sera à base de cristaux de CdZnTe garantissant l’absorption totale des photons jusqu’à
80 keV. L’énergie de transition entre les deux plans, correspondant à une transparence de 50 % du
silicium, est située à 17 keV. Le tout sera muni d’une anticoïncidence active pour minimiser le bruit
de fond, et d’un filtre optique pour supprimer la lumière optique et UV parasite.
1
0
Schéma de l’ensemble détecteur du plan focal
L’imageur basse énergie sera une matrice monolithique de détecteurs à dérive en silicium (« SDD »),
de 450 mm d’épaisseur, lus par des amplificateurs DEPFET intégrés. Ils sont développés par le Max
Planck Institut à Garching. Cet ensemble est très flexible au niveau de l’adressage des pixels pour la
lecture, et la lecture est elle même très rapide (quelques micro-secondes pour une ligne complète).
Ces détecteurs ont aussi l’avantage de fonctionner à température ambiante, comme le reste du plan
focal. La lecture rapide donnera la possibilité de faire travailler les détecteurs en anti-coïncidence les
uns par rapport aux autres, et ainsi de réduire considérablement le bruit de fond. La taille des pixels,
sur laquelle la technologie permet une très grande flexibilité, sera la même que celle de la matrice
CdZnTe, soit 500 mm. L’électronique de lecture des SDD sera livrée avec le plan détecteur par le
MPE–Garcing.
L’imageur haute énergie sera une
mosaïque de détecteurs pixellisés à base
de CdZnTe, de 2 mm d’épaisseur. Ce type
de cristal, très similaire au CdTe qui
fonctionne de manière particulièrement
satisfaisante sur INTEGRAL/IBIS, est
maintenant envisagé dans la plupart des
projets d’astronomie X–durs et gamma. Il a
l’avantage d’avoir un fort pouvoir d’arrêt,
d’offrir une résolution spectrale amplement
suffisante pour les besoins de SIMBOL–X
(~ 600 eV FWHM à 60 keV), et de
fonctionner à température ambiante. Le
pas des pixels choisi est de 500 mm, pour
des cristaux de 1 cm de côté. La figure cicontre montre comment cette mosaïque
pourrait être agencée dans le plan focal. Schéma de positionnement des 37 matrices de CdZnTe
Ces détecteurs, et leur électronique de formant le plan imageur haute énergie de SIMBOL–X.
lecture associée (ASIC IDeF–X) font
actuellement l’objet d’une étude R&D CNES conduite par Olivier Limousin au CEA/DAPNIA. Les
premiers prototypes de la chaîne de développement de ces ASICs ont été fondus, et sont en cours
de tests au laboratoire où ils montrent des caractéristiques très prometteuses.
Enfin, le filtre optique sera constitué d’une feuille de 0,1 mm d’aluminium, que le MPE envisage de
déposer directement sur le plan silicium. La nature précise du détecteur d’anticoïncidence reste
quant à elle à définir. Il pourrait s’agir d’un scintillateur plastique lu par une ou plusieurs photodiodes.
1
1
Outre l’électronique de lecture proche rapidement mentionnée ci-dessus, la charge utile comprendra
également un boîtier de gestion de l’ensemble du plan focal. Il s’occupera de la mise sous-tension et
du paramétrage des détecteurs, ainsi que de l’acquisition des données des différents détecteurs, de
leur mise en coïncidence, et du formattage de ces informations pour transmission à la télémétrie.
Le tableau ci-dessous résume les caractéristiques de la charge utile « plan focal », ainsi que les
performances de l’ensemble du télescope.
Caractéristiques de l’ensemble instrumental
Gamme d’énergie
0.5–70 keV
Résolution spectrale
130 eV
1%
Résolution angulaire
< 30 sec d’arc
@ 6 keV (SDD)
@ 60 keV(CZT)
Caractéristiques plan focal
Diam. plan focal hors tout
15 cm
Température plan focal
≤ 20° C
Nb boîtiers électronique
4
Volume total électronique
33 litres
Connaissance du pointage < 3 sec d’arc
Consommation totale
40 W
Champ de vue
6 min arc (50 % vign.)
> 550 cm2 E < 35 keV
150 cm2
@ 50 keV
10 cm2
@ 67 keV
Masse totale
40 kg
Surface efficace
Débit de données
48 kbits/s
Sensibilité
5 10-8 ph/cm2/s/keV < 40 keV
(5 s, 100 ks, DE = E/2)
Sensibilité, débit de données
Pour conclure sur les performances
instrumentales, nous donnons ci-contre la courbe
de sensibilité de SIMBOL–X pour la détection de
sources ponctuelles (1 Ms, 3 s, DE = E/2) Cette
sensibilité est aussi celle pour la mesure du flux
diffus dans une zone ayant un diamètre d’une
minute d’arc. Cette courbe a été calculée en
prenant des hypothèses très réalistes, voire
pessimistes, sur le bruit de fond interne de
l’instrument, et tenant compte du bruit de fond
diffus du ciel (bulle locale et fond extragalactique)
responsable de la remontée à basse énergie. On
a porté sur la même figure la sensibilité d’IBIS
sur INTEGRAL, telle que mesurée en vol.
La télémétrie a été dimensionnée pour pouvoir transférer au sol tous les évènements correspondant
à une source d’intensité « 1 Crabe », pour laquelle le détecteur CdZnTe comptera environ 50 c/s, et
le SDD environ 450. En se basant sur 96 bits par événement comme pour les données EPIC/MOS
sur XMM–Newton, la transmission de l’ensemble des données d’une telle source nécessite 48
kbits/seconde. Le taux de comptage des évènements de bruit de fond est, comme pour
XMM–Newton, négligeable par rapport au photons de la source. Pour les rares sources d’intensité
plus forte, des stratégies simples de sélection et de compression de données seront mises en œuvre
afin de conserver tous les photons les plus énergétiques, et de ne perdre aucune précision sur
l’information scientifique à plus basse énergie.
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Orbite, contraintes de positionnement, faisabilité et scénario de mission
Orbite et durée de la mission
Il n’y a pas de contraintes très fortes sur l’orbite, en dehors de celle de ne pas être dans les ceintures
de rayonnement. L’étude du PASO a montré qu’une orbite terrestre proche est impossible du point
de vue vol en formation, du moins pour le type de satellite de masse moyenne envisagé. Il faut alors
s’éloigner suffisamment de la terre pour sortir des ceintures. L’expérience XMM montre que le bruit
de fond peut être fort jusqu’à environ 75 000 km (à l’inclinaison d’XMM), si bien qu’il faut être situé en
dessus pour les observations. C’est la seule contrainte scientifique dure pour le choix d’orbite.
Il y a deux autres contraintes scientifiques souhaitables, mais non vitales pour la mission. La
première est de permettre des observations ininterrompues pendant toute leur durée (typiquement 50
à 100 ks), pour les études de variabilité. La seconde est de pouvoir rediriger la direction de visée à
n’importe quel moment pour répondre à des alertes comme celle des sursauts gamma.
L’orbite choisie dans l’étude CNES/PASO pour SIMBOL–X répond à toutes ces contraintes. C’est
une orbite circulaire terrestre à 81 500 km d’altitude, dans le plan de l’écliptique, avec une période de
3 jours solaires. Contrairement aux satellites comme INTEGRAL ou XMM–Newton, qui plongent
régulièrement dans les ceintures à électrons, cette orbite n’introduit en elle-même aucune limitation
sur la durée des observations. Combinée aux
capacités de télémétrie bas et haut débit
envisagées sur les satellites, elle permet aussi
de n’utiliser qu’une seule station sol à heures
régulières, celle de Kourou dans l’étude PASO,
pour l’acquisition des données qui se ferait
deux fois par orbite comme indiqué dans le
schéma ci-contre où les positions de
SIMBOL–X et Kourou (KRU) sont données à
1,5 jours d’écart. Le satellite reste de plus en
contact permanent avec le sol, par un lien bas
débit qui permet entre autres de changer de
direction de visée sur alerte.
Les sources célestes qui feront l’objet de demandes d’observation avec SIMBOL–X sont en très
grand nombre, et variables, si bien que l’on peut facilement imaginer une utilisation intense et
fructueuse de cet observatoire pendant de nombreuses années. Si nous nous tenons au cœur des
objectifs de la mission, nous estimons qu’une durée effective de 2 ans d’observations est nécessaire
pour les réaliser. En tenant compte des périodes de recette en vol, d’étalonnage, etc., une durée
totale de mission de 3 ans est demandée.
Contraintes de positionnement des satellites
Les observations sont pointées vers une cible céleste fixe, qui doit être visée par le télescope de
façon continue pendant une durée au moins aussi grande que 100 ks, durée typique d’une
observation longue.
Il est demandé que la direction de visée absolue soit conservée à ± 10 secondes d’arc pour ne pas
introduire de variations trop importantes des paramètres optiques de l’observation en un point donné.
Il est aussi demandé que cette direction de visée soit connue à chaque instant avec une précision
meilleure que ± 3 secondes d’arc.
Les contraintes scientifiques sur la position relative d’un satellite par rapport à l’autre sont :
1. maintien de la distance focale à ± 1 cm près le long de l’axe (f = 30 m), pour assurer une qualité de
focalisation constante,
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2. maintien de l’angle axe du miroir / plan focal à 90 degrés ± 8 degrés, pour assurer une qualité
d’image constante,
3. maintien de l’axe du miroir au centre du plan focal à ± 1 cm, afin d’assurer que l’ensemble du
champ de vue du miroir reste en permanence dans l’intégralité du plan focal.
Faisabilité et scénario de mission
L’équipe CNES/PASO a étudié en détails de très nombreux scénarios au niveau des plateformes
satellites, des équipements, des possibilités de lancement, etc. Cette étude a tout d’abord démontré
la faisabilité de la mission proposée, avec les contraintes demandées. Parmi les solutions possibles,
une solution optimale en termes de simplicité, de robustesse de concept, et de coût a été dégagée.
Cette solution consiste à utiliser pour SIMBOL–X deux satellites dédiés, lancés par une fusée Soyuz
équipée d’un étage Fregat. Dans ce scénario, l’ensemble est mis à poste quasi-directement après
lancement grâce à la poussée donnée par l’étage réallumable Fregat, à laquelle est ajoutée une
poussée supplémentaire procurée par les propulseurs hydrazine du satellite miroir. Une fois sur son
orbite circulaire, les deux satellites sont séparés, et sont mis dans la configuration de vol en formation
requise. La figure ci-dessous montre la configuration de l’ensemble au lancement, avec l’étage
Frégat surmonté du satellite miroir, lui même surmonté du satellite détecteur, et juste après la
séparation sur l’orbite finale.
Configuration des satellites au lancement, et après séparation sur l’orbite finale
Il est important de noter que cette solution réutilise de façon maximale des équipements ou des sous
ensembles des filières Myriade et Proteus, de satellites en développement (Pléiades) ou en vol
(Grace).
Au niveau des masses, l’ensemble des deux satellites (le composite) a une masse d’environ 1000 kg,
en incluant la masse de gaz nécessaire au maintien du vol en formation (propulsion par gaz froid,
N2). Cette masse est partagée en ~ 270 kg pour le satellite détecteur et ~ 730 kg pour le satellite
miroir (avec 46 kg d’hydrazine pour le lancement).
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