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définition - Astronomie_des_rayons_X

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Astronomie des rayons X

                   

L'astronomie des rayons X (ou aussi « astronomie X ») est la branche de l'astronomie qui consiste à étudier l'émission des rayons X des objets célestes. Puisque la radiation X est absorbée par l'atmosphère de la Terre, les instruments doivent être envoyés à haute altitude, dans le passé par des ballons ou des fusées. Aujourd'hui, l'astronomie X est une partie de la recherche spatiale et les détecteurs de rayons X sont placés dans des satellites.

La radiation X est produite par des sources qui contiennent du gaz extrêmement chaud, à des températures d'un million à plusieurs centaines de millions de kelvins. Le gaz est alors composé d'atomes et d'électrons à très haute énergie.

La découverte de la première source cosmique de rayons X en 1962 fut une surprise. Cette source est appelée Scorpius X-1 (la source X numéro 1 dans la constellation du Scorpion) et se trouve dans la direction du centre de la Voie lactée. Suivant cette découverte, Riccardo Giacconi reçut le prix Nobel de physique en 2002. Plus tard il fut découvert que cette source est dix mille (10 000) fois plus brillante dans les rayons X que dans le domaine visible. De plus, l'énergie dégagée par rayons X de cette source est cent mille (100 000) fois plus grande que la totalité de l'émission radiative du Soleil dans toutes les longueurs d'onde.

Aujourd'hui on sait que les sources de rayons X dans le ciel sont des objets compacts, tels que des étoiles à neutrons ou des trous noirs, mais aussi des étoiles massives comme des étoiles O ou Wolf-Rayet. Des sources particulièrement intéressantes sont les étoiles binaires « X », qui sont composées d'une étoile « normale » (sur la séquence principale, ou pas très loin) et d'un objet compact. Si la période orbitale est courte (quelques jours), l'étoile normale perd de sa matière en direction de l'objet compact, autour duquel se forme un disque d'accrétion qui crée les rayons X.

Il a aussi été trouvé récemment que l'espace entre les galaxies dans l'Univers est rempli d'un gaz très dilué mais très chaud (température d'environ 10 à 100 millions de kelvins), créant dans le domaine X un fond diffus similaire au rayonnement de fond cosmologique dans le domaine radio. La masse de ces gaz chauds serait de 5 à 10 fois la masse totale des galaxies.

Sommaire

  Historique

Aucun rayon X (provenant de l'espace) ne peut atteindre le sol (ce qui assure une protection certaine à la vie terrestre), même si les photons d'énergie supérieure à 30 keV peuvent pénétrer l'air de quelques mètres. Les photons X de 0,5 à 5 keV, typiques de la plupart des sources astronomiques, sont arrêtés par quelques feuilles de papier. 90 % des photons de 3 keV seront arrêtés par 10 cm d'air. Comme pour l'astronomie gamma, il a donc fallu s'affranchir de l'atmosphère à l'aide de fusées, de ballons-sondes ou de satellites.

  Fusées

Les premières mesures ont été faites en 1948 par l'équipe de Friedman du laboratoire de la marine américaine (US Naval Research Laboratory, NRL), avec des compteurs Geiger embarqués dans un V2 pris aux Allemands ; ils ont ainsi pu détecter les rayons X émis par la couronne solaire. En 1962, une fusée Aerobee équipée de trois compteurs Geiger était lancée du Nouveau-Mexique par une équipe AS&E/MIT et mesurait le rayonnement d'une source située en dehors du système solaire, Scorpius X-1. Les mesures à partir de fusées ont un temps d'observation et un angle de vue limités.

  Ballons-sondes

le ballon HIREGS, gonflé attaché à son véhicule de lancement, 1993.

Les ballons-sondes ne sortent pas complètement de l'atmosphère : même si à 40 km d'altitude il n'en reste que 0,003%, la plupart des rayons X sont encore absorbés, les photons inférieurs à 35 keV sont inobservables. Une expérience récente est le High Resolution Gamma-ray and Hard X-ray Spectrometer (HIREGS), avec un premier lancé en décembre 1991. Un ballon-sonde lancé de McMurdo Station en Antarctique fit, grâce aux vents, un voyage circumpolaire de 2 semaines.

  Satellites

Le premier télescope extra-atmosphérique était embarqué dans le laboratoire Einstein, lancé en 1978. La focalisation par des miroirs permettait d'obtenir une image. Il cessa de fonctionner en avril 1981.

On peut citer ROSAT, ASCA observatory et Beppo-SAX.

Le détecteur X du satellite Vela 5B resta opérationnel pendant plus de 10 ans.

Les programmes actifs aujourd'hui sont l'observatoire XMM-Newton (rayons X plutôt mous de 0,1 à 15 keV), le satellite INTEGRAL (rayons durs de 15 à 60 keV), lancés par l'ESA. La NASA a lancé Rossi X-ray Timing Explorer, et les observatoires SWIFT et Chandra. SWIFT contient le télescope X XRT (http://www.swift.psu.edu/xrt/). SMART-1 contient un télescope X dédié à l'observation de la fluorescence X de la surface de la Lune.

  Observation directe

Les rayons X sont aussi utilisés pour analyser les roches (spectrométrie de fluorescence X). Les premiers appareils furent embarqués en 1976 et 1977 dans les missions Surveyor V, VI et VII. Plus récemment, cela a été utilisé pour la mission Pathfinder.

  Détecteurs à rayons X

  Capteurs CCD

La plupart des détecteurs actuels utilisent des capteurs CCD. En lumière visible, un unique photon peut produire un unique électron dans le pixel, l'image est construite par la charge accumulée dans chaque pixel. Quand un photon X heurte le CCD, il crée des électrons proportionnellement à son énergie (des centaines de milliers). On a donc une mesure de cette énergie.

  Microcalorimètres

Un microcalorimètre détecte un photon à la fois. Ils sont utiles pour l'astronomie où, bien que la source soir très puissante, le flux atteignant la Terre est très faible.

  Détecteurs à supraconducteurs

C'est une amélioration des microcalorimètres. des métaux supraconducteurs sont maintenus près de leur température de changement d'état (la température où leur résistance devient nulle), généralement quelques Kelvin.


  Objets étudiés

Les sources X comprennent : les amas de galaxies, les trous noirs dans les noyaux actifs de galaxies, les rémanents de supernovas, les étoiles ou les couples d'étoiles contenant une naine blanche (variables cataclysmiques et sources X ultrafaibles), étoiles à neutrons, trous noirs, binaires X.

Certains corps du système solaire émettent des rayons X, par fluorescence, ainsi la Lune, bien que ce soit principalement le rayonnement réfléchi du Soleil.

Une combinaison de toutes ces sources est à l'origine du fond diffus X, observable par son occultation par la Lune.

La matière accélérée lorsqu'elle tombe dans un trou noir émet des X (avant de passer l'horizon du trou noir). Cette matière forme un disque d'accrétion. Les disques d'accrétion autour d'une naine blanche ou d'une étoile à neutrons libèrent une énergie supplémentaire quand le gaz atteint la surface de l'astre à haute vitesse. Pour une étoile à neutron la matière peut aller à une vitesse ultrarelativiste.

Dans certains systèmes avec une naine blanche ou une étoile à neutrons, le champ magnétique peut être assez fort pour empêcher la formation du disque d'accrétion. Par friction le gaz devient très chaud et émet des rayons X. Le gaz perd son moment angulaire et des rayons supplémentaires sont créés quand la matière touche la surface.

L'intensité émise par un trou noir est variable en de très courts intervalles de temps. La variation en luminosité permet de déduire la taille du trou noir.

Les amas de galaxies sont une réunion de petites unités de matière : galaxies, gaz, matière noire. Celles-ci gagnent de l'énergie en tombant dans le puits de potentiel gravitationnel de l'amas. Les chocs en résultant chauffent ce gaz à une température entre 10 et 100 millions de Kelvins, en fonction de la taille de l'amas. Ce gaz émet dans le domaine X, avec es raies d'émission correspondant aux métaux (métal dans le sens astronomique : élément autre que l'hydrogène et l'hélium).

Les galaxies et la matière noire ne se heurtent pas et finissent par orbiter (voir théorème du viriel) autour du puits de potentiel de l'amas.

  Voir aussi

  Bibliographie

  • R. Jenkins, X-ray Fluorescence Spectrometry 2nd éd., Wiley-Interscience, 1999, pp 32–36

  Articles connexes

  Liens externes

   
               

 

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