IV Missions futures et perspectives
Le développement de tout nouveau télescope a pour objectif principal une augmentation de la sensibilité, combinée à une meilleure résolution angulaire et spectrale. Dans le régime des rayons gamma, cela se traduit invariablement par une meilleure détermination des positions d’interaction des photons et des dépôts d’énergie dans le milieu de détection. Une détermination plus précise des propriétés des rayons gamma en interaction conduit directement à une réduction du taux de bruit de fond, puisque les véritables événements célestes sont moins susceptibles d’être confondus avec les interactions de fond. Pratiquement tous les télescopes à rayons gamma en cours de développement cherchent à améliorer ces mesures d’interaction en exploitant de nouvelles technologies de détection. La résolution spatiale et énergétique des matériaux des détecteurs est grandement améliorée, par exemple, grâce à l’utilisation de nouveaux détecteurs à bandes et pixels semi-conducteurs (tels que le silicium, le germanium et le CdZnTe). Le défi permanent consiste à fabriquer ces dispositifs sensibles à petite échelle, en quantités suffisamment importantes et fiables pour être incorporés dans de nouveaux instruments à grande échelle, à des coûts raisonnablement abordables. Une autre caractéristique commune des télescopes à haute énergie est le grand nombre de signaux de données qui doivent être traités et enregistrés dans des systèmes de détection à canaux multiples. L’utilisation accrue de circuits intégrés spécifiques aux applications (ASIC) personnalisés utilisant des techniques d’intégration à très grande échelle (VLSI) est impérative pour le fonctionnement efficace des instruments à haute énergie. Heureusement, la vitesse de calcul et les capacités de stockage des données continuent d’augmenter à un rythme régulier, et les expérimentateurs sont prompts à exploiter ces nouvelles capacités dans la conception de leurs instruments.
Au moment de la rédaction de ce rapport (2001), un certain nombre de missions de recherche sur les rayons gamma devraient être lancées dans un avenir proche (voir le tableau II). La principale est le Laboratoire international d’astrophysique des rayons gamma (INTEGRAL), une mission de l’Agence spatiale européenne (ESA) avec la participation de la Russie et de la NASA. INTEGRAL doit être lancé en 2002 et sera dédié à la spectroscopie à haute résolution (E/ΔE ∼ 500) et à l’imagerie (∼ 12″ FWHM) sur la gamme d’énergie de 15 kev à 10 MeV. INTEGRAL transporte deux instruments à rayons gamma, le spectromètre SPI et l’imageur IBIS, tous deux exploités comme des télescopes à ouverture codée pour une identification précise des sources. Le SPI utilise des détecteurs au germanium de haute pureté, tandis que l’IBIS utilise deux plans de détection, une couche frontale d’éléments CdTe et une seconde couche composée de pixels CsI. En reconnaissance de la nécessité d’une couverture à large bande, INTEGRAL transporte également deux moniteurs à rayons X à ouverture codée (JEM-X), ainsi qu’une caméra de surveillance optique (l’OMC). L’objectif scientifique principal des instruments d’INTEGRAL est de réaliser des études spectroscopiques à haute résolution de sources dans la région de la raie nucléaire du spectre.
Le Gamma-Ray Large Area Space Telescope (GLAST), dont le lancement par la NASA est prévu en 2005, sera la mission de suivi de l’expérience EGRET du CGRO, qui a connu un grand succès. La sensibilité de GLAST, de 20 MeV à 300 Gev, s’étendra bien au-delà de la gamme d’EGRET, fournissant une couverture indispensable dans la région Gev du spectre, peu observée. Une technologie plus moderne de suivi des particules (détecteurs à bandes de silicium) sera employée dans GLAST à la place des grilles à étincelles utilisées dans les télescopes de production de paires antérieurs. GLAST aura un grand champ de vision (∼ 2 sr) et permettra une amélioration d’un facteur 30 de la sensibilité au flux et d’un facteur 10 de la capacité de localisation de sources ponctuelles par rapport à EGRET. GLAST transportera également un moniteur de sursauts gamma.
Les missions conçues spécifiquement pour l’étude des sursauts gamma comprennent HETE-2 et Swift. Le High-Energy Transient Experiment-2 (HETE-2) a été lancé en 2000 et est devenu opérationnel au début de 2001. Ce satellite transporte trois instruments scientifiques : un spectromètre gamma quasi-omnidirectionnel, un moniteur à rayons X à grand champ et un ensemble de caméras à rayons X mous. L’un des principaux objectifs de la mission HETE-2 est l’identification rapide et la localisation précise des sursauts gamma, dont les coordonnées seront relayées en quelques secondes aux observatoires terrestres pour la recherche de contreparties profondes. La mission Swift, récemment sélectionnée (lancement prévu en 2003), effectuera également des études multi-longueurs d’onde des sursauts gamma, à la manière de BeppoSAX et HETE-2. Comme son homonyme aviaire, Swift se « nourrira à la volée » en localisant rapidement les sursauts gamma avec une précision de ∼ 1-4′, et en transmettant les coordonnées au sol dans un délai de ∼ 15 s pour des recherches de contrepartie de suivi. Swift peut également être rapidement réorienté pour effectuer des observations avec ses télescopes à rayons X et ultraviolets/optiques qui seront utilisés pour étudier les propriétés des rémanences, fixer les positions à la seconde d’arc et déterminer les distances via des mesures spectrales de décalage vers le rouge.
L’imageur spectroscopique solaire à haute énergie (HESSI) est une mission financée par la NASA pour étudier les caractéristiques de l’accélération des particules dans les éruptions solaires via l’émission de rayons X et gamma produite dans ces événements énergétiques. HESSI, dont le lancement est prévu en 2001 au pic du cycle solaire, effectuera des mesures spectroscopiques à haute résolution des raies nucléaires et du continuum de bremsstrahlung sous-jacent sur la gamme d’énergie de 3 kev à 20 MeV avec un ensemble de détecteurs refroidis en germanium de haute pureté. HESSI effectuera l’imagerie par transformée de Fourier du Soleil complet à ∼ 2″-36″ de résolution sur sa plage sensible en utilisant des collimateurs modulants rotatifs. Comme HESSI n’est pas blindé, il peut également effectuer d’autres observations non solaires, notamment la mesure des raies diffuses galactiques dues au 26Al radioactif (à 1,809 MeV) et à l’annihilation de positrons (à 0,511 MeV).
Dans le domaine des études planétaires, le lancement de la mission Mars Odyssey de la NASA est également prévu en 2001. Parmi sa suite d’instruments figurent un spectromètre à rayons gamma et deux détecteurs de neutrons. Ceux-ci seront utilisés pour cartographier entièrement la surface martienne et déterminer sa composition élémentaire. Les mesures de neutrons et de rayons gamma combinées seront également utilisées pour obtenir une estimation de la teneur en eau de la proche surface martienne.
D’autres expériences et missions de rayons gamma ont été identifiées comme hautement prioritaires par le Gamma-Ray Astronomy Program Working Group, un groupe consultatif de la NASA composé de scientifiques de la communauté des hautes énergies. Parmi leurs recommandations pour le développement futur figure un télescope Compton avancé employant les dernières technologies de détection pour une application dans la région MeV du spectre.
Les ballons scientifiques à haute altitude ont longtemps servi de banc d’essai pour les nouveaux instruments. Les télescopes à rayons gamma nécessitent de longues expositions, en raison des flux de source comparativement faibles et des fonds instrumentaux élevés, tandis que la durée d’un vol typique en ballon, malheureusement, peut souvent être assez limitée (quelques jours au maximum). Pour pallier cet inconvénient, la NASA a récemment lancé le projet ULDB (Ultra-Long Duration Balloon), dont les vols en ballon autour du monde, d’une durée de 100 jours, permettront d’allonger considérablement la durée de vol des instruments scientifiques. Le programme ULDB fournira des opportunités bien nécessaires pour des vols en ballon de plus longue durée, ainsi qu’une alternative attrayante et peu coûteuse aux missions spatiales à grande échelle.
Parmi les collaborations activement engagées dans les études air-Cherenkov au sol des rayons gamma TeV, il y a également un certain nombre d’efforts en cours pour améliorer les installations existantes, principalement par une augmentation de la surface de collecte optique. Les plus ambitieux sont peut-être ceux de la collaboration VERITAS, qui prévoit un réseau de sept télescopes de 10 m aux États-Unis, du groupe germano-franco-italien HESS avec 4 à 16 télescopes de 12 m à construire en Namibie, du projet germano-espagnol MAGIC avec un télescope de 17 m d’ouverture, et du réseau japonais SuperCANGAROO avec quatre télescopes de 10 m en Australie. Dans le cadre d’un effort connexe, la collaboration MILAGRO construit au Nouveau-Mexique, aux États-Unis, un détecteur à eau-Cherenkov à large champ de vision pour les mesures du TeV. En tant que détecteur couvert et étanche à la lumière, MILAGRO présente l’avantage supplémentaire de pouvoir rester opérationnel 24 heures sur 24.