Le (anciennement , ou GLAST) est un télescope spatial de l'agence spatiale américaine destiné à l'étude des rayons gamma de haute énergie émis par les objets célestes. Ce satellite a été lancé le et placé sur une orbite basse terrestre circulaire de pour une durée d'au moins 5 ans. L'instrument principal LAT permet d'observer des rayons gamma de à . Un deuxième instrument, le GBM, est réservé à la détection des sursauts gamma (5 keV à 25 MeV).

Le télescope Fermi a pour objectif l'étude des phénomènes les plus violents observés dans l'univers tels que les blazars jets relativistes produits par des trous noirs supermassifs, les sursauts gamma et doit contribuer à une meilleure compréhension de phénomènes tels que les pulsars, les éruptions solaires et l'origine des rayons cosmiques. Cette mission spatiale d'un cout au lancement de de dollars est financée conjointement par la NASA, le département de l'Énergie des États-Unis avec la participation de laboratoires de recherche en Allemagne, France, Italie, au Japon et en Suède.

L'observatoire est toujours opérationnel en 2024. Sa durée de vie ne dépend pas de consommables et il devrait pouvoir se maintenir longtemps sur une orbite permettant d'effectuer des observations jusqu'en 2050. Fermi a permis la découverte de plus de de rayons gamma. Parmi les premières notables figurent la première détection simultanée d'un sursaut gamma (GRB 170817A) par l'instrument GBM et de sa contrepartie dans le domaine des ondes gravitationnelles et la détection simultanée d'un blazar par l'instrument LAT et de l'émission de neutrinos à haute énergie.

Contexte

Rayonnement gamma en astronomie Le rayonnement gamma constitue la forme de rayonnement électromagnétique (qui comprend par ailleurs la lumière visible, les rayonnements infrarouge et ultraviolet, les ondes radio et les ) la plus énergétique. Par convention en astronomie, la limite inférieure de l'énergie des rayons gamma, qui les séparent des , est fixée à . A titre de comparaison le rayonnement visible a une énergie d'environ ( inférieure). Dans le domaine de l'observation astronomique, 80 % des rayons gamma à haute énergie (résultats Fermi/LAT) détectés sont dits diffus c'est-à-dire que leur source n'est pas localisable. La majeure partie de ce rayonnement diffus est produite par les collisions entre l'hydrogène présent dans notre galaxie et les rayons cosmiques. Une faible fraction du rayonnement gamma diffus est émise par des sources extra galactiques qui ne peuvent être localisées. Le rayonnement gamma résulte de différents processus physiques : annihilation électron-positron, diffusion Compton inverse, désintégration radioactive. Le rayonnement gamma est produit notamment dans des régions de l'espace où règnent des températures, des densités et des champs magnétiques extrêmes et résulte alors de processus astrophysiques extrêmement violents. Aussi leur observation fournit des informations cruciales sur des événements ponctuels tels que les supernovae et les sursauts gamma ainsi que sur l'environnement des pulsars et des quasars. D'autres sources de rayonnement gamma observables depuis l'espace sont les éruptions solaires et les flashs de rayons gamma terrestres émis durant les orages sur Terre.

L'observation des sources astronomiques de rayonnement gamma se heurte à plusieurs difficultés. L'observation directe depuis le sol n'est pas possible car, comme pour d'autres types de rayonnement, l'atmosphère terrestre intercepte les longueurs d'onde correspondantes (une observation indirecte est néanmoins possible par l'étude des particules générées par leur destruction dans l'atmosphère). Les rayons gamma sont rares et leur observation nécessite des temps d'exposition longs. Enfin leur très haute énergie confère aux photons gamma un très grand pouvoir de pénétration dans la matière, ce qui empêche leur détection en astronomie à l'aide d'instruments d'optique conventionnels. Aussi les techniques de détection utilisées dans l'astronomie gamma sont apparentées à celles de la physique des particules et reposent sur l'usage de scintillateurs et de calorimètres. Toutefois ces procédés ne permettent d'obtenir qu'une résolution spatiale grossière (au mieux une fraction de degré) et les sources astronomiques précises ne peuvent être la plupart du temps déterminées. Ces techniques d'observation progressent toutefois dans le domaine de la résolution spectrale et la sensibilité.

Essor de l'astronomie gamma dans les années 1990 L'entrée dans l'ère spatiale à la fin des années 1950 crée de nouvelles opportunités pour l'astronomie gamma en permettant l'envoi d'observatoires au-delà de l'atmosphère terrestre. Les premiers observatoires gamma spatiaux sont OSO 3 satellite développé par la NASA et lancé en 1967, SAS-2 ( - et de surface efficace de détection) lancé en 1972 qui détecte les trois premiers pulsars gamma dont Geminga et COS-B, un observatoire européen lancé en 1975 qui étudier le rayonnement ( - et de surface efficace de détection) et qui découvre 25 autres sources gamma dont 3C 273..

Dans les années 1990, l'astronomie gamma entre dans une phase de découvertes sans précédent dans son histoire grâce à l'instrument EGRET ( - ) embarqué à bord de l'observatoire spatial gamma de la NASA Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO) placé en orbite en 1991. Alors que jusque là seules quelques sources astronomiques de rayonnement gamma avaient été identifiées CGRO permet de découvrir plusieurs familles de sources gamma galactiques et extra galactiques et d'en mener une étude détaillée : ce sont les blazars, pulsars, sursauts gamma à haute énergie et une large classe de sources dont l'origine ne peut être identifiée.

Lancement du projet GLAST De 1995 à 1997 un groupe de travail () composé de scientifiques de la NASA et des principales universités américaines est réuni à plusieurs reprises par l'agence spatiale américaine pour déterminer sa trajectoire dans le domaine de l'astronomie gamma pour la décennie à venir. Le rapport final préconise le développement d'un observatoire spatial gamma baptisé GLAST () permettant la détection des rayons gamma à très haute énergie (entre et ) et dont la sensibilité serait supérieure de 1 à 2 ordres de grandeur par rapport à celle de l'instrument EGRET embarqué sur l'observatoire lancé précédemment (1991) par la NASA. En aout 1999 l'agence spatiale diffuse une appel à contributions au projet GLAST auprès des organisations nationales et internationales qui souhaiteraient proposer des thèmes de recherche. Faisant la synthèse des réflexions précédentes, la NASA publie en un document décrivant les caractéristiques des instruments, leurs capacités et les objectifs scientifiques poursuivis. Pour répondre aux principaux objectifs scientifiques l'observatoire comprendra un instrument principal (LAT) permettant de détecter les rayons gamma à haute énergie ( - ) et un instrument secondaire (GBM) permettant de détecter et de localiser les rayons gamma à faible énergie et les rayons X durs émis par les sursauts gamma : grace à ses caractéristiques et à un champ de vue étendu (> 3 stéradians) l'équipe scientifique espère faire passer le nombre de sursauts gamma détectés annuellement de 1 (instrument EGRET) à 100 .

Organisation Le centre de vol spatial Goddard, établissement de la NASA, est responsable du développement du télescope, du contrôle des opérations en orbite et de la distribution des données retraitées aux équipes scientifiques.

Le développement de l'instrument LAT est placé sous la responsabilité scientifique Peter Michelson de l'université Stanford. Il est développé par plusieurs équipes avec une participation internationale significative : aux États-Unis l'université Stanford est responsable du développement de l'instrument et traite les données collectées avant de les transmettre au Centre Goddard. le centre spatial Goddard développe le système d'anticoïncidences. L'université de Californie à Santa Cruz est responsable du développement du trajectographe. L'université de Washington développe les logiciels. L'Agence de l'Énergie américaine est responsable de la conception et du développement du LAT ; les équipes italiennes (université de Pise) construisent le trajectographe et apportent leur expertise dans le domaine de la physique et de l'astrophysique ; les équipes françaises (IN2P3, CEA) ont en charge la conception et la fabrication de la structure du calorimètre ; les équipes japonaises (université de Hiroshima) supervisent le développement des détecteurs en silicium du trajectographe du LAT ; l'équipe suédoise (Institut royal de technologie, université de Stockholm) fournit les détecteurs du calorimètre.

Le responsable scientifique de l'instrument GBM est Charles Meegan du Centre de vol spatial Marshall. Le centre est responsable du développement de l'instrument GBM. L'institut Max Planck en Allemagne fabrique tous les détecteurs ainsi que l'alimentation électrique.

La construction du satellite est confiée à la division Systèmes d'Information Avancés () du groupe General Dynamics à Gilbert dans l'Arizona. Le lancement est pris en charge par le centre spatial Kennedy de la NASA. Le coût du télescope de la conception à la mise en orbite est de de dollars dont versés par les États-Unis et de dollars par les autres partenaires..

Objectifs scientifiques Les objectifs de la mission Fermi sont les suivants. : étudier les phénomènes les plus violents rencontrés dans l'univers ; identifier éventuellement de nouvelles lois de la physique et contribuer à expliquer la composition de la matière noire ; étudier les blazars, jets relativistes produits par des trous noirs supermassifs ; étudier les sursauts gamma ; affiner notre compréhension de phénomènes cosmiques tels que les pulsars, les éruptions solaires et déterminer l'origine des rayons cosmiques.

Performances Les performances exigées et visées (=but) chiffrées sont résumées dans le tableau ci dessous :

+Spécifications de LAT comparées à celle d'EGRET Caractéristique Exigence ButDurée de vie dégradation des performances < 20%) Débit transmission des données au sol Moyenne par orbite : > /s Temps réel : > /s Moyenne par orbite : > 1 mégabits/s Temps réel : > 2 kilobits/sDébit transmission des données du sol > 1 kilobits/s > 2 kilobits/sDélai pour modification du pointage de 70° < 10 minutes < 5 minutesNotification au sol d'une détection de sursaut gamma < 5 secondes < 2 secondes Précision du pointage (absolu) < 2° < 0,5° Précision connaissance du pointage < 5 secondes d'arc < 2 secondes d'arcModes d'observation 1) Vers le zénith 2) vers une source désignée (axe normal au LAT faisant un angle < 30° avec la direction de la cible Précision temporelle absolue < < Précision position dé l’observatoire absolue < 3,3 km < 1 kmTemps d'observation effectif¹ > 90% > 95% Taux de perte des données¹ ² < 2% < 1%Taux de corruption des données < 10-10 < 3 x 10-11¹ La neutralisation durant la traversée de l'Anomalie magnétique de l'Atlantique sud n'est pas comptée ² Ne comprend pas les temps morts entre deux détections.

Caractéristiques techniques