Accueil🇫🇷Chercher

Compton Gamma-Ray Observatory

Le Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO) est un observatoire spatial pour les rayons Îł dĂ©veloppĂ© par la NASA. C'est l'un des quatre tĂ©lescopes spatiaux du programme des Grands Observatoires dĂ©veloppĂ© par l'agence spatiale amĂ©ricaine dans les annĂ©es 1980 pour traiter les principales questions dans le domaine de l'astronomie et de l'astrophysique. Il est placĂ© en orbite par la navette spatiale Atlantis (mission STS-37), le . D'une masse de près de 17 tonnes, il est Ă  l'Ă©poque le satellite destinĂ© Ă  l'astrophysique le plus lourd jamais lancĂ©. Le Compton Gamma-Ray Observatory, grâce Ă  ses quatre instruments, couvrant un spectre d'Ă©nergie très Ă©tendu allant de 20 keV Ă  30 Gev, est le premier observatoire gamma couvrant l'ensemble du ciel, et fournit des donnĂ©es d'une prĂ©cision inĂ©galĂ©e. Il produit de nombreux rĂ©sultats qui lĂ©gitiment les apports de l'astronomie gamma. Il effectue notamment un recensement des sursauts gamma Ă  l'aide de l'instrument BATSE, qui permet d'en dĂ©montrer l'origine extragalactique. Après 9 ans de fonctionnement, le tĂ©lescope, dont le fonctionnement se dĂ©grade par suite de la perte d'un gyroscope, est volontairement dĂ©truit, par sa rentrĂ©e atmosphĂ©rique le .

Compton Gamma-Ray Observatory
Description de cette image, également commentée ci-après
Vue d'artiste du Compton Gamma-Ray Observatory.
Données générales
Organisation NASA
Programme Grands Observatoires
Domaine Étude des rayons gamma
Autres noms CGRO
Lancement 5 avril 1991 Ă  14 h 23 TU
Lanceur Atlantis
Fin de mission 4 juin 2000
Identifiant COSPAR 1991-027B
Site cossc.gsfc.nasa.gov
Caractéristiques techniques
Masse au lancement 16 329 kg
TĂ©lescope
Type Multiples détecteurs de scintillation gamma
Longueur d'onde Rayons gamma
Principaux instruments
BATSE 8 détecteurs gamma 20 keV-1 MeV
OSSE DĂ©tecteur 100 keV-10 MeV
COMPTEL DĂ©tecteur 1-30 MeV
EGRET DĂ©tecteur 20 MeV-30 GeV

Historique

Au milieu des années 1970 l'agence spatiale américaine, la NASA, développe trois observatoires spatiaux — HEAO-1 (lancé en 1977), HEAO-2 (1978) et HEAO-3 (1979) — consacrés à l'observation du rayonnement X et gamma. En 1977, la NASA annonce le développement d'un observatoire entièrement consacré au rayonnement gamma dans le cadre de son programme des Grands Observatoires. Celui-ci comprend 4 missions Hubble (lancé en 1990) pour les observations dans le spectre visible et l'ultraviolet proche, Chandra (1999) pour les rayons X mous, Spitzer pour l'infrarouge (2003) et Gamma-Ray Observatory pour le rayonnement gamma et les rayons X durs. Le développement de la mission Gamma-Ray Observatory est confié au centre de vol spatial Goddard, établissement de la NASA qui est chargé des missions d'astrophysique. L'observatoire spatial est développé en profitant des percées techniques des années 1980 dans le domaine des détecteurs.

Après 14 ans de dĂ©veloppement, Compton Gamma-Ray Observatory est placĂ© en orbite par la navette spatiale Atlantis (mission STS-37) le . Pour allonger la durĂ©e de vie de Gamma-Ray Observatory, la navette spatiale se hisse de manière exceptionnelle jusqu'Ă  l'altitude de travail de l'observatoire spatial (450 km avec une inclinaison orbitale de 28,5°). L'observatoire est larguĂ© le troisième jour de la mission mais deux astronautes doivent effectuer une sortie extravĂ©hiculaire pour dĂ©bloquer l'antenne grand gain qui refuse de se dĂ©ployer[1]. Après son lancement l'observatoire spatial est baptisĂ© Compton Gamma Ray Observatory en l'honneur d'Arthur Compton, prix Nobel de physique pour ses travaux sur les rayons gamma. La mission doit durer deux ans avec une extension possible de 1 an. Les instruments fonctionnent finalement durant 9 ans.

Dès son lancement la NASA dĂ©cide que le satellite effectue en fin de vie une rentrĂ©e atmosphĂ©rique contrĂ´lĂ©e pour Ă©viter tout risque car, compte tenu de sa taille (16 tonnes), certains morceaux du satellite risquent d'arriver jusqu'au sol. En dĂ©cembre 1999, l'un des trois gyroscopes du satellite tombe en panne et les ingĂ©nieurs de la NASA dĂ©cident de dĂ©clencher la rentrĂ©e atmosphĂ©rique sans attendre une nouvelle dĂ©faillance. Fin mai, les moteurs de Compton Gamma-Ray Observatory sont mis Ă  feu Ă  quatre reprises pour abaisser son orbite jusqu'Ă  une altitude de 148 km. Le satellite effectue une rentrĂ©e contrĂ´lĂ©e dans l'atmosphère le 4 juin 2000 et ses dĂ©bris plongent dans l'ocĂ©an Pacifique Ă  environ 4 000 km au sud-est d'HawaĂŻ[2].

Objectifs de la mission

G. Fishman, responsable de l'instrument BATSE, devant l'un des huit détecteurs de l'instrument.

Les objectifs de la mission sont définis en se basant sur les recommandations du Comité d'astronomie et d'astrophysique spatiale de l'Académie nationale des sciences américaine[3] :

  • Étude des trous noirs, les Ă©toiles Ă  neutrons et autres objets cĂ©lestes Ă©mettant uniquement des rayons gamma.
  • Recherche des raies spectrales gamma pouvant indique des sites oĂą s'effectue la nuclĂ©osynthèse et d'autres raies spectrales Ă©mises par des processus astrophysiques.
  • Étude du rayonnement gamma dans notre galaxie afin d'Ă©tudier l'origine et la pression dynamique exercĂ©e par les gaz du rayonnement cosmique et les structures mises en Ă©vidence par l'interaction entre les rayons cosmiques et le milieu interstellaire.
  • Étude de la nature des autres galaxies aux longueurs d'onde gamma avec une emphase particulière sur les galaxies radio, galaxie de Seyfert et les quasi-Ă©toiles.
  • Recherche des effets cosmologiques Ă  travers l'observation du rayonnement gamma diffus et des Ă©missions Ă©ventuelles des trous noirs primordiaux.
  • Observation des sursauts gamma, de la distribution de leur luminositĂ©, de leurs caractĂ©ristiques spectrales et temporelles et de leur distribution spatiale.
  • Cartographie des raies spectrales 0,511 MeV et 1,809 MeV (aluminium 26) pour en dĂ©terminer leur origine.

Caractéristiques techniques de l'observatoire

Le Compton Gamma-Ray Observatory est Ă  l'Ă©poque le plus gros satellite scientifique jamais lancĂ© avec une masse de plus de 16 tonnes. Celle-ci se subdivise en 6 tonnes pour la charge utile, 8 tonnes pour la structure et 1,9 tonne d'ergols pour la propulsion. Le corps du satellite occupe un volume de 7,7 Ă— 5,5 Ă— 4,6 m. Ses panneaux solaires une fois dĂ©ployĂ©s lui donne une envergure de 21 mètres. Les instruments sont positionnĂ©s sur la plate-forme de manière qu'aucun obstacle ne vienne s'interposer dans leur champ de vue. Pour le lancement, le Compton Gamma-Ray Observatory occupe environ la moitiĂ© de la soute cargo de la navette spatiale amĂ©ricaine. Le système de propulsion comprend 4 moteurs-fusĂ©es ayant une poussĂ©e unitaire de 440 newtons utilisĂ©s pour les corrections d'orbite et 8 propulseurs de 22 newtons utilisĂ©s pour contrĂ´ler l'orientation. Tous ces moteurs brĂ»lent de l'hydrazine stockĂ©e dans quatre rĂ©servoirs. Les 16 tonnes doivent permettre Ă  l'observatoire de se maintenir sur son orbite entre 6 et 10 ans[4]. La principale source de consommation est liĂ©e Ă  la dĂ©gradation de l'orbite due Ă  la trainĂ©e gĂ©nĂ©rĂ©e par l'orbite rĂ©siduelle.

Le satellite est stabilisé sur 3 axes et les instruments sont pointés avec une précision de 0,5°. L'orientation et les mouvements de Compton Gamma-Ray Observatory sont déterminés via 3 viseurs d'étoiles à tête fixe, une centrale à inertie comprenant 4 gyroscopes et des capteurs solaires grossiers et fin. Pour modifier son orientation, l'observatoire spatial dispose de 4 roues de réaction et en dernier recours (saturation des roues) du système de propulsion. Dans le mode de fonctionnement normal, le satellite maintient les instruments pointés vers la cible choisie[5]. Le système de télécommunications est basé sur celui des satellites Solar Maximum Mission et Landsat 4 et 5. Celui-ci fonctionne en bande S et comprend une antenne parabolique grand gain de 1,52 mètre de diamètre et deux antennes faible gain. Les données scientifiques sont transmises avec un débit de 256 à 512 kilobits par seconde via les satellites relais de la NASA TDRS ou 32 kilobits/s directement vers les stations sol. Les commandes sont reçues avec un débit de 1 ou 125 kilobits/s[6] - [7]. L'énergie électrique est fournie par des panneaux solaires repliés en accordéon au lancement et déployés en orbite. Ceux-ci, d'une superficie totale de 37 m², produisent 4 300 watts au début de la mission alors que l'observatoire a besoin de 2 000 watts. L'énergie est stockée dans 6 accumulateurs nickel cadmium d'une capacité unitaire de 50 ampères-heures[8] - [7].

Schéma de l'observatoire Compton Gamma-Ray Observatory : A instrument OSSE, B instrument COMPTEL, C instrument EGRET, D deux des huit détecteurs BATSE.

Instruments scientifiques

Schéma instrument COMPTEL : A Dôme anti-coïncidence - B Scintillateurs liquides D1 (7) - C Chambres d'expansion - D Photomultiplicateurs des systèmes anti-coïncidence - E Plaque en sandwich - F Scintillateurs cristaux NaI D2 (14).
Schéma de l'instrument EGRET : A Bouclier léger - B Électronique scellée de manière hermétique - C Dôme du scintillateur anti-coïncidences - D Chambre à étincelles supérieure - E Fibres optiques et tubes photomultiplicateurs du scintillateur supérieur - F Chambre à étincelles inférieure - G Tubes photomultiplicateurs anti-coïncidences - H Enceinte pressurisée - I Chambre à étincelles inférieure - J Cloison inférieure - K Boîtiers de l'électronique - L Système d'alimentation en gaz - M Tubes photomultiplicateurs NaI - N Scintillateurs NaI.

Le Compton Gamma-Ray Observatory emporte quatre instruments qui couvrent pour la première fois l'ensemble du spectre électromagnétique à haute énergie (de 20 keV à 30 GeV), soit plus de 6 ordres de grandeurs en fréquence, longueur d'onde ou énergie. Les instruments sont décrits ci-dessous par ordre croissant d'énergie.

BATSE

BATSE (Burst and Transient Source Experiment), observe le rayonnement gamma de faible énergie (20 keV-1 MeV) et de courte durée, les sursauts gamma. L'instrument est composé de 8 détecteurs à scintillation, chacun disposé à un coin du satellite (lui-même ayant la forme approximative d'un parallélépipède). Cette configuration permet au satellite de scruter en permanence l'ensemble du ciel visible (hors obstruction de la Terre). Le champ de vue des détecteurs se recouvre ce qui permet à un sursaut gamma d'être visible simultanément par 4 détecteurs. L'incidence jouant sur l'intensité du signal, cette disposition permet de déterminer la position de la source avec une précision de 3° pour les sursauts gamma les plus intenses. Chaque détecteur utilise deux scintillateurs à base de cristaux d'iodure de sodium pour convertir les rayons gamma le frappant en lumière visible. Un tube photomultiplicateur permet d'analyser la lumière produite. La direction d'arrivée des rayons gamma est déterminée par la comparaison des temps d'arrivée des rayons gamma sur les différents détecteurs (d'où l'intérêt de les éloigner au maximum en les positionnant dans les coins du satellite).

Chacun des détecteurs comprend deux scintillateurs. Le LAD (Large Area Detector) de grande taille (B sur le schéma) est une plaque de 51 cm de diamètre pour 1,3 cm d'épaisseur. Il est optimisé pour la détection des événements brefs et de faible intensité avec une emphase mise sur sa sensibilité et la mesure de la direction d'arrivée. Trois photomultiplicateurs (C sur le schéma) amplifient le rayonnement lumineux généré. Un scintillateur en plastique placé devant le LAD (A sur le schéma) est utilisé comme système anti-coïncidences pour éliminer le bruit de fond généré par les particules chargées.

Le SD (Spectroscopy Detector) est optimisé pour les événements faisant intervenir un plus grand nombre de photons, afin de permettre d'effectuer des mesures spectroscopiques. De petite taille (D sur le schéma), il permet de mesure un spectre énergétique plus large avec une meilleure résolution. Pour détecter un sursaut gamma logiciel embarqué analyse le nombre de photons produit par chacun des 8 détecteurs à différentes échelles de temps (64 ms, 256 ms et 1 024 ms) et le compare au bruit de fond[9].

OSSE

OSSE (Oriented Scintillation Spectrometer Experiment), développé par le Naval Research Laboratory détecte les rayons gamma dont l'énergie est comprise entre 100 keV et 10 MeV. Il comprend quatre détecteurs phoswich (sandwich de scintillateurs NaI(Ti))et CsI(Na)). L'orientation individuelle de chaque détecteur peut être modifiée sur un plan. Cette fonction est utilisée d'une part pour mesurer le bruit de fond (celui-ci est évalué en dépointant l'instrument de son objectif durant 2 minutes) d'autre part pour maintenir l'instrument pointé vers une cible donnée malgré le changement d'orientation induit par le mouvement du satellite sur son orbite. Le détecteur d'un diamètre de 33 cm est constitué par un cristal NaI(Ti) de 10,2 cm d'épaisseur couplé sur le plan optique avec un cristal CsI(Na) de 7,6 cm d'épaisseur. Les photons générés sont amplifiés par sept tubes photomultiplicateurs de 8,9 cm de diamètre qui atteignent une résolution spectrale de 8 % à 0,661 MeV. Un collimateur en alliage de tungstène limite le champ de vue à une fenêtre rectangulaire de 3,8 x 11,4° sur l'ensemble du spectre énergétique. L'ouverture de chaque détecteur phoswich est recouverte par un détecteur de particules chargées (CPD), constitué d'une scintillateur en plastique de 55,8 cm de large et 6 mm d'épaisseur associé à 4 tubes photomultiplicateurs de 5,1 cm de diamètre qui permet de rejeter les détections dues à au bruit de fond. Le collimateur et le détecteur phoswich sont encapsulés dans une enceinte annulaire constitué par un scintillateur réalisé à partir d'un cristal NaI(Ti) épais de 8,5 cm et long de 34,9 cm qui contribue également au bouclier anti-coïncidences[10].

COMPTEL

COMPTEL (Imaging Compton Telescope), dĂ©veloppĂ© par l'Institut Max-Planck observe le rayonnement gamma Ă©mis avec une Ă©nergie comprise entre 1-30 MeV. Il peut dĂ©terminer l'angle d'arrivĂ©e Ă  un degrĂ© près et l'Ă©nergie des photons de haute Ă©nergie Ă  5 % près. Ses dĂ©tecteurs permettent de reconstituer une image gamma d'une portion du ciel. COMPTEL comprend deux rĂ©seaux de dĂ©tecteurs Ă©cartĂ©s de 1,5 mètre qui sont frappĂ©s successivement par les rayons gamma. Le rĂ©seau de dĂ©tecteurs supĂ©rieur est constituĂ© par un scintillateur liquide et le dĂ©tecteur infĂ©rieur par des cristaux de iodure de sodium[11].

EGRET

EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope), mesure les sources gamma aux plus hautes Ă©nergies (20 MeV Ă  10 GeV) en localisant la source avec une prĂ©cision d'une fraction de degrĂ© et en Ă©valuant l'Ă©nergie Ă  15 % près. EGRET rĂ©sulte d'une collaboration du centre de vols spatiaux Goddard, de l'Institut Max-Planck et de l'universitĂ© Stanford. Le dĂ©tecteur de particules est une chambre Ă  Ă©tincelles qui dĂ©tecte la production d'une paire Ă©lectron-positon lorsque le rayon gamma traverse le gaz qui la remplit. Un calorimètre utilisant un scintillateur NaI(Ti) placĂ© sous la chambre permet de dĂ©terminer l'Ă©nergie du rayon avec une bonne prĂ©cision. L'instrument est enfermĂ© dans un dĂ´me anti-coĂŻncidences qui permet de rejeter les particules chargĂ©es issues du bruit de fond. La provenance du rayon gamma est dĂ©terminĂ©e par deux couches de 16 scintillateurs temps de vol. Une deuxième chambre Ă  Ă©tincelles situĂ©e entre les deux couches de scintillateurs permet de suivre la trajectoire de l'Ă©lectron et fournit des informations complĂ©mentaires notamment sur l'Ă©nergie de la particule. L'Ă©nergie du rayon gamma est dĂ©terminĂ©e en grande partie par un scintillateur de forme carrĂ©e (76 Ă— 76 cm) constituĂ© par des cristaux NaI(Ti) et situĂ© sous les scintillateurs temps de vol[12].

  • SchĂ©mas des instruments BATSE et OSSE
  • SchĂ©ma de l'instrument BATSE : A DĂ©tecteur de particules ionisĂ©es, B Grand scintillateur, C Tubes photomultiplicateurs, D Petit scintillateur.
    Schéma de l'instrument BATSE : A Détecteur de particules ionisées, B Grand scintillateur, C Tubes photomultiplicateurs, D Petit scintillateur.
  • SchĂ©ma de l'instrument OSSE :  A DĂ©tecteurs (4), B Grand scintillateur, C Moteurs d'orientation, D ContrĂ´le des particules chargĂ©es, E Axe de rotation, F Structure, H Carte interface avec le satellite - I Cube alignement optique, J Électronique centrale, K Protection thermique, L Électronique des moteurs d'orientation, 1  DĂ©tecteur particules chargĂ©es, 2 Support dĂ©tecteur (2), 3 Bouclier annulaire NaI (4), 4 et 5 DĂ©tecteur phoswich (NaI, CsI), 6 DĂ´me bouclier magnĂ©tique, 7 Tubes photomultiplicateurs phoswich, 8 Tubes photomultiplicateurs du bouclier annulaire, 9 Bouclier magnĂ©tique, 10 Tubes photomultiplicateurs du dĂ©tecteur de particules chargĂ©es, 11 HVPS, 12 LVPS, 13 CavitĂ© remplie de Cobalt60, 14 Collimateur.
    Schéma de l'instrument OSSE : A Détecteurs (4), B Grand scintillateur, C Moteurs d'orientation, D Contrôle des particules chargées, E Axe de rotation, F Structure, H Carte interface avec le satellite - I Cube alignement optique, J Électronique centrale, K Protection thermique, L Électronique des moteurs d'orientation, 1 Détecteur particules chargées, 2 Support détecteur (2), 3 Bouclier annulaire NaI (4), 4 et 5 Détecteur phoswich (NaI, CsI), 6 Dôme bouclier magnétique, 7 Tubes photomultiplicateurs phoswich, 8 Tubes photomultiplicateurs du bouclier annulaire, 9 Bouclier magnétique, 10 Tubes photomultiplicateurs du détecteur de particules chargées, 11 HVPS, 12 LVPS, 13 Cavité remplie de Cobalt60, 14 Collimateur.

RĂ©sultats

L'observatoire spatial Compton Gamma-Ray Observatory quitte la soute de la navette spatiale Atlantis pour s'insérer sur son orbite de travail.
Relevés du rayonnement de plusieurs sursauts gamma détectés par le Compton Gamma-Ray Observatory.
  • Sursauts gamma :
    • DĂ©couverte que les sursauts gamma sont distribuĂ©s de manière uniforme dans toutes les directions ce qui prouve que les sources de ces phĂ©nomènes ne sont pas localisĂ©s dans la Voie lactĂ©e[13].
    • La mesure minutieuse de l'Ă©clat des sursauts gamma dĂ©montre que relativement peu de ces phĂ©nomènes ont un Ă©clat faible. Dans la mesure oĂą ces derniers correspondent aux sources les plus lointaines, cela implique que la distribution des sursauts gamma a une limite extĂ©rieure[13].
    • La mesure du rayonnement gamma quelques heures après un sursaut gamma indique qu'il existe une activitĂ© persistante après la bouffĂ©e d'Ă©nergie initiale.
  • Sources au sein de notre galaxie[13] :
    • Le nombre de pulsars gamma dĂ©tectĂ© est passĂ© de 2 Ă  7 avec une meilleure comprĂ©hension de la physique des Ă©toiles Ă  neutron en rotation rapide[13].
    • DĂ©couverte d'un pulsar Ă  sursaut, objet dont on ne pas connaĂ®t pas d'autre reprĂ©sentant et qui est situĂ© près du centre galactique.
    • DĂ©couverte de nombreuses sources gamma non identifiĂ©es Ă  la fois dans le plan et hors plan de la Voie lactĂ©e[13].
    • DĂ©couverte avec le secours d'observations dans le rayonnement X que la source Geminga jusque-lĂ  non identifiĂ©e est un pulsar gamma[13].
  • Émission diffuse de rayonnement gamma :
    • La cartographie gamma de notre galaxie, la Voie lactĂ©e, indique des concentrations de l'isotope radioactif de l'aluminium 26. Cette dĂ©couverte apporte un Ă©clairage important sur la manière dont les Ă©lĂ©ments chimiques sont crĂ©Ă©s dans notre galaxie[13].
    • Étude de l'annihilation Ă©lectron/positron au centre de notre galaxie[13].
    • DĂ©couverte d'une raie d'Ă©mission gamma produite par le rĂ©manent de supernova CassiopĂ©e A. Cette dĂ©couverte a Ă©galement un impact important sur la synthèse des Ă©lĂ©ments chimiques[13].
    • DĂ©couverte de raies d'Ă©mission gamma par les nuages diffus de gaz du complexe d'Orion. Ces lignes sont sans doute produites par l'interaction entre le rayonnement cosmique Ă©nergĂ©tique et le gaz local[13].
  • Sources extragalactiques de rayonnement gamma :
    • Localisation des sources de rayonnement gamma Ă  haute Ă©nergie dans les noyaux des galaxies actives de type blazar[13].
    • Mesure de la distribution d'Ă©nergie Ă©mise par des galaxies de Seyfert (un autre type de galaxie active) qui montrent que la production des photons gamma s'Ă©teignent Ă  des Ă©nergies beaucoup plus faibles que ce qui est prĂ©vu.
    • DĂ©tection d'Ă©mission gamma diffuse par le Grand Nuage de Magellan, la galaxie la plus proche de la nĂ´tre, permet de dĂ©montrer que le rayonnement cosmique est d'origine galactique[13].

Images prises par Compton Gamma-Ray Observatory

  • Images prises par CGRO
  • Carte des sursauts gamma dĂ©tectĂ©s par BATSE : leur rĂ©partition uniforme permet d'exclure que leur source soit confinĂ©e Ă  notre galaxie (Voie lactĂ©e) situĂ©e sur l'Ă©quateur de la carte.
    Carte des sursauts gamma détectés par BATSE : leur répartition uniforme permet d'exclure que leur source soit confinée à notre galaxie (Voie lactée) située sur l'équateur de la carte.
  • Émissions gamma de plus de 100 MeV mesurĂ©es par Egret. La ligne brillante correspond Ă  la Voie lactĂ©e.
    Émissions gamma de plus de 100 MeV mesurées par Egret. La ligne brillante correspond à la Voie lactée.
  • Le rayonnement gamma du Soleil imagĂ© par COMPTEL.
    Le rayonnement gamma du Soleil imagé par COMPTEL.

Successeurs

Dans le domaine spatial, les satellites Swift, lancé en 2004 et Fermi Gamma-ray Space Telescope (GLAST), lancé en 2008, sont les successeurs du Compton Gamma-Ray Observatory. Au sol, le High Energy Stereoscopic System (HESS) représente le premier télescope à proprement parler (en mesure de réaliser des images de sources astrophysiques grâce à un pouvoir de résolution angulaire suffisamment importante) opérant dans cette gamme de longueur d'onde.

Notes et références

Notes

Bibliographie

Sur les sursauts gamma :
  • (en) Gilbert Vedrenne et Jean-Luc Atteia, Gamma-Ray Bursts : The brightest explosions in the Universe, Springer, , 580 p. (ISBN 978-3-540-39085-5).
  • (en) Joshua S. Bloom, What Are Gamma-Ray Bursts ?, Princeton University Press, , 280 p. (ISBN 978-0-691-14557-0).

Voir aussi

Articles connexes

Liens externes

Cet article est issu de wikipedia. Text licence: CC BY-SA 4.0, Des conditions supplémentaires peuvent s’appliquer aux fichiers multimédias.