ASTRONOMIE DES RAYONS X

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1 ASTRONOMIE DES RAYONS X JP. Maratrey - avril 2007 La découverte sur terre du rayonnement X date de Mais ce n est qu en 1949 que la première source extraterrestre fut mise en évidence (le soleil), grâce à un instrument embarqué dans une fusée V2. Le spectre électromagnétique La lumière peut être modélisée comme une onde à deux composantes perpendiculaires (l une électrique, l autre magnétique), dont l une des caractéristique est d être périodique, chaque cycle se répétant régulièrement. Les deux composantes vibrent «en phase» 1, se déplacent à la même vitesse, et avec une fréquence de vibration identique. La «fréquence» d une onde est le nombre de vibrations complètes par seconde. Se mesure en Hertz (Hz) La «période» est l inverse de la fréquence, ou encore le temps mis par l onde pour parcourir un cycle complet (se mesure en secondes). La «longueur d onde» est la distance parcourue pendant une période (se mesure en mètres). En fait, ces trois grandeurs sont l expression d une même caractéristique liées entre elles : c υ = avec υ = fréquence λ λ = longueur d onde T = 1 λ υ = c = vitesse de la lumière c T = période La lumière naturelle est composée d un ensemble de radiations à différentes longueurs d ondes. Cet ensemble constitue un «spectre». L énergie transportée par l onde électromagnétique est proportionnelle à sa fréquence. Plus la fréquence est élevée (plus la longueur d onde est courte), et plus l onde est énergétique. E = hυ avec h = constante de Planck 1 Ont la même amplitude à chaque instant. 1

2 Le rayonnement X Le spectre électromagnétique est très large. Les rayonnements connus vont de la fraction de nanomètre à plusieurs dizaines de kilomètres. Cette gamme a été divisée arbitrairement en plusieurs zones Longueur d onde Radio Micro-ondes et ondes radar Infra-rouge Rayonnement visible Ultra-violet Rayonnement X Rayonnement gamma > 10 cm 10 cm à 1 mm 1 mm à 0,7 µ 0,7 µ à 0,4 µ 400 nm à 10 nm 10 nm à 0,01 nm < 0,01 nm Les rayons X sont subdivisés en rayons X mous et rayons X durs. Rayons X «mous» : de 10 à 0,1 nm Rayons X «dur» : de 0,1 à 0,01 nm C est le rayonnement X qui nous intéresse ici. Il est très énergétique. Créer des rayons X demande beaucoup d énergie. Les rayons X sont totalement absorbés par l atmosphère terrestre. Le schéma ci-dessous montre l absorption de l atmosphère selon la longueur d onde. 2

3 On voit que les rayons X sont absorbés très haut, et que par exemple, la lumière visible et les ondes radio arrivent jusqu au sol. Pour capter le rayonnement X émis par les objets extraterrestres, il est nécessaire de s élever au dessus de la mésosphère, à plus de 100 km d altitude. Historique Les rayons X ont été découverts (sur Terre) en 1895 par le physicien allemand Wilhelm Röntgen, en améliorant une expérience réalisée par Hittorf en 1869 et étudiée par Crookes. Il parvient à démontrer que ce rayonnement traverse la matière, et est d autant plus pénétrant que la matière qu il traverse est peu dense. Il photographie ainsi la main de sa femme Anna Bertha illustrée ci-contre (photo réalisée le 22 décembre 1895, avec une pose de 20 mn). La radiographie est née. Röntgen reçoit le prix Nobel de physique en Ne trouvant pas de dénomination à ce rayonnement, il l appelle les rayons X. La découverte fit le tour de la Terre, et chacun voulait (s il en avait les moyens), se faire photographier le squelette. Le premier laboratoire de radiologie médicale (fondé par Antoine Beclère) date de Les très fortes doses administrées amenèrent des erreurs dramatiques (en photographiant en X par exemple les femmes enceintes). Un photographe amateur chargé des radiographies X fut d abord amputé d une main, avant de périr suite à un cancer généralisé. Les radiations X sont ionisantes et donc très dangereuses pour l Homme. Aujourd hui, les doses sont beaucoup plus faibles et le risque négligeable, à condition de ne pas abuser des radiographies. Outre la radiographie médicale, les rayons X sont utilisés par les services de sécurité pour examiner les bagages embarqués sur les avions, par la police d investigation pour l analyse des textiles et des peintures, pour étudier les vieux tableaux de maîtres, en minéralogie pour identifier des cristaux Certains objets dans l univers émettent ces radiations. Leur étude complète leur connaissance, et constitue l astronomie X. Propriétés des rayons X Ils pénètrent la matière «molle» et sont absorbés par la matière «dure». Ce qui permet la radiographie. Ils sont facilement absorbés par l air de l atmosphère, ce qui oblige à installer les détecteurs dans des satellites ou des ballons pour l astronomie X. Leur longueur d onde est du même ordre de grandeur ou plus petite que celle des distances entre les atomes des cristaux. Permet l analyse par diffraction (radiocristallographie). Cette propriété permet de déterminer la structure des cristaux (cubiques, hexagonaux ). La structure en hélice de l ADN a été démontrée en 1953 par les équipes de James Watson et Francis Crick. Du fait de leur énergie importante, ils ionisent les atomes et donne naissance au phénomène de fluorescence X. Sur l Homme, provoque des brûlures graves et des cancers. Détection des rayons X L ionisation est utilisée pour la détection des rayons X (compteurs Geiger-Müller). On exploite également le phénomène de fluorescence dans les «détecteurs à scintillations». Aujourd hui, on utilise des détecteurs à semi-conducteurs (Silicium ou Germanium dopé au Lithium) dont les atomes sont ionisés par le rayonnement X. Les détecteurs sont refroidis pour réduire le bruit de fond, mais l utilisation de supraconducteurs (comme le Tantale) améliorent la précision et les seuils de mesure. Malheureusement, les caméras cryogéniques ne permettent pas de fabriquer des capteurs possédant beaucoup de pixels. Les capteurs à semi-conducteurs comptent plusieurs millier de pixels. 3

4 Focaliser le rayonnement X Les rayons X traversent la matière, car leur longueur d onde est du même ordre de grandeur ou plus petite que l espacement entre atomes. Pour pouvoir les focaliser, il faut les dévier, comme le fait une lentille ou un miroir. Mais dans ce cas, la déviation est obtenue en faisant arriver le rayonnement X de manière rasante sur un matériau qui devient alors réfléchissant pour les rayons X. En arrivant perpendiculairement à la structure atomique du matériau, les rayons X passent au travers. S ils arrivent avec un angle petit, rasant, l écart entre deux atomes se réduit, et le rayonnement X se réfléchit. Il est dévié d autant mieux que l angle d incidence θ est petit. Les télescopes X utilisent un système de focalisation basé sur ce principe. Le miroir est un anneau de paraboloïde de révolution, et non une calotte, comme c est le cas pour les miroirs optiques. Dans la pratique, les anneaux sont emboîtés de façon concentriques (58 anneaux dans chaque télescope de XMM-Newton), et focalisent le rayonnement X au foyer où se trouve un détecteur à semi-conducteur. Les télescopes X sont ainsi constitués, et envoyés en orbite autour de la Terre. Leur résolution actuelle est d une seconde d arc. 4

5 Les rayons X en astronomie Qui émet les rayons X dans l univers? Une réponse est apportée par la loi de Planck qui donne la répartition en longueurs d ondes de l émission d un corps noir en fonction de sa température. Le maximum d émission est donnée par la loi de Wien. On peut en déduire la température nécessaire pour obtenir tel ou tel rayonnement. Loi de Wien : 3 T. = 2,9.10 m. K λ max où λ max = maximum de longueur d onde en mètre et T = température en Kelvin Pour émettre des rayons X en quantité non négligeable, un objet doit avoir grossièrement une température supérieure à un million de degrés. Mais d autres mécanismes ne nécessitant pas de telles températures permettent l émission de rayons X. Les mécanismes d émission de rayons X Parmi les principaux : Plasma chaud Collision ion-électron Rayonnement synchrotron Effet Compton inverse Autres mécanismes Les satellites A plus d un million de degrés, les électrons sont désolidarisés des noyaux des atomes, et sont animés d une grande vitesse. En passant au voisinage d un noyau, l électron est accéléré et il y a émission de rayonnement X dit «thermique». La longueur d onde du rayonnement est directement proportionnelle à la vitesse des électrons. Un ion est un atome qui a perdu un ou plusieurs électrons à la suite d une collision avec un autre électron libre ou un proton. Dans le cas de la perte d un électron dans une couche interne, combler le déficit se fait de deux façons : soit par un électron d une couche externe du même ion, soit par un électron libre. Dans les deux cas, un rayonnement X est émis. C est la fluorescence X. Lorsque des électrons libres rapides (relativistes) sont capturés par un champ magnétique, ils tournent autour des lignes du champ en émettant des rayons X très directionnels. Le rayonnement X est émis lors de la collision entre un électron de grande énergie avec un photon de faible énergie. L électron transfert une partie de son énergie au photon. On peut citer en particulier l interaction entre les photons et les rayons cosmiques (particules chargées - protons ou noyaux plus lourds - à grande vitesse). Voyons d abord quelques instruments lancés par le passé et dont les missions sont aujourd hui terminées. Uhuru Le premier satellite spécialisé pour la détection du rayonnement X est Uhuru, lancé par la Nasa en Son orbite est elliptique (560 km à l apogée, 520 km au périgée), incliné de 3 avec une période de 96 minu tes. Jusqu en mars 1973, date de sa fin de mission, il a réalisé le premier catalogue systématique de 339 sources de rayonnement X. Uhuru veut dire Liberté en Swahili, langue du Kenya, d où il a été lancé, à la date anniversaire de l indépendance du pays (le 12 décembre). 5

6 Copernicus Lancé en 1972, et opérationnel jusqu un 1981, il est issu d une collaboration anglo-américaine. Il a étudié des pulsars et des binaires X. Einstein De novembre 1978 à avril 1981, ce satellite américain a donné les premières images de rémanents de supernovas, a résolu des sources X dans la galaxie d Andromède et dans les nuages de Magellan, les émissions X des amas de galaxies, a découvert les jets X de Centaurus A et de M 87, étudié les couronnes d étoiles Il a répertorié plus de sources. Exosat Satellite européen lancé en mai 1983 (fin de mission en avril 1986). Il a observé et étudié 1780 sources X comme les couronnes stellaires, les noyaux des galaxies actives, les variables cataclysmiques, les naines blanches, les binaires X, les amas de galaxies, les rémanents de supernovas Granat Entre décembre 1989 et novembre 1998, ce satellite russe a plus particulièrement étudié le centre de la Galaxie. Il disposait également de détecteurs de rayons gamma, encore plus énergétiques que les rayons X. Rosat Fruit d une collaboration entre les USA, l Allemagne et la Grande Bretagne, Rosat a étudié une grande variété d objets entre juin 1990 et février Sa sensibilité était 100 fois meilleure que celle d Uhuru. Il a détecté plus de sources X. Et bien d autres parmi lesquels ENS, ASCA, BEPPO SAX, GINGA, HAKUCHO, HAEO, OSO-7 et 8, ARIEL-V, BBXRT, SAS-3 Satellites encore en activité : Rossi XTE Lancé en 1995, Rossi est chargé d étudier la variabilité des émissions X, en particulier, les vibrations dont sont animés certains objets. 6

7 Chandra Satellite américain lancé en juillet 1999 par la navette Columbia, nommé en l honneur de l astrophysicien indien Subrahmanyan Chandrasekhar. Il est spécialisé dans l étude des faibles sources X, grâce à ses capteurs très sensibles. Son orbite très elliptique permet des poses photographiques très longues sans interruption. Sa résolution spatiale est inférieure à une seconde d arc. XMM-Newton Satellite européen lancé en décembre 1999 par Ariane 5, XMM-Newton est équipé de plusieurs miroirs collecteurs de rayons X de grand diamètre, et un miroir optique de 30 cm pour les longueurs d ondes visibles et UV. Comme Chandra, ce satellite peut réaliser des longues poses avec une grande sensibilité (orbite de à km en 48 heures). Comme vu précédemment, le satellite est équipé de 3 télescopes de chacun 58 coques en nickel recouvert d or (de 0,5 à 1 mm d épaisseur), et de 7,5 mètres de focale. Le diamètre de chaque collecteur est de 70 cm. Les thèmes d étude de XMM-Newton sont les suivants : Physique des trous noirs La circulation et la production d éléments lourds dans l univers La quantité et la distribution de matière noire La formation et l évolution des grandes structures de l univers La nature du fonds diffus X 7

8 Suzaku Satellite japonais lancé en Suzaku est une copie du satellite Astro- E perdu en 2000 lors de son lancement raté. Il embarque un nouveau type de spectromètre X (micro-calorimètre X) donnant une résolution jamais atteinte. Et l avenir? Un nouveau projet, baptisé Simbol-X a été récemment proposé en France (collaboration F, D, I, GB) pour un lancement en Sa particularité est d être formé de deux satellites, l un contenant le système de focalisation, l autre les capteurs. Ce concept de vol en formation permet des focales énormes, les deux satellites étant séparés de 30 mètres. La résolution et la sensibilité d en tel instrument sera sans égal, permettant d accéder à des aspects nouveaux de l astronomie X, comme la physique de l accrétion autour des trous noirs, l accélération des particules dans les jets des galaxies actives, ou l étude des objets enfouis dans des nuages de poussières. Un autre projet du même type est proposé par l ESA sous le nom de Xeus. Composé de deux segments séparés de 50 mètres, il serait assemblé sur la station internationale dans une dizaine d années. La surface collectrice serait 100 fois plus grande que celle de XMM-Newton. 8

9 Les principales sources Le Soleil Ou plus exactement la couronne solaire. En 1942, l astronome suédois Bengt Edlen étudiant la couronne solaire remarqua des raies en émission correspondant à des atomes fortement ionisés. Cette ionisation ne pouvait être obtenue qu à partir d une température d un million de degrés. Une première expérience fut planifiée et réalisée en Un détecteur de rayons X fut embarqué dans une fusée allemande V2, et mit en évidence le rayonnement X de la couronne solaire. Les satellites actuels montrent une image X du Soleil apparaissant en négatif. La photosphère à 5800 K n émet pas en X et est sombre. Par contre la couronne montre son activité, une fournaise dépassant le million de degrés, faite de plasma, gaz ténu et fortement ionisé, montrant des volutes et boucles incandescentes dues au champ magnétique. Les autres étoiles du même type que le Soleil ou plus massive, doivent également émettre des rayons X, mais leur éloignement limite le flux détectable. La Lune et le système solaire La face éclairée de la lune émet des rayons X suite au phénomène de fluorescence provoqué par l'impact de rayons X en provenance du soleil. Il est probable que les objets sans atmosphère du système solaire sont sujets au même phénomène, à des degrés variables selon l éloignement du Soleil et l énergie des rayonnements incidents. 9

10 Les satellites ont noté des émissions X faibles et mal comprises sur Mars et Vénus. Chandra a repéré des émissions X au pôle nord de Jupiter. Sans explication. Les autres sources de rayons X En 1962, une fusée lancée pour détecter par fluorescence le rayonnement X du Soleil renvoyé par la Lune, détecta par hasard une source intense dans la direction de la constellation du Scorpion, et rien en direction de la Lune! (problème de sensibilité des instruments de cette époque). Une nouvelle astronomie était née, et les financements des satellites et leurs instruments obtenus. Les supernovas Les trous noirs Les couples X Les étoiles à neutrons Elles émettent dans toutes les longueurs d ondes, et donc en X. On n en a observé que 5 au cours du dernier millénaire, ce qui donne peu de chance d en voir une dans sa vie. En 1987, une supernova a explosé dans le grand nuage de Magellan, et l émission X a été observée. Les rémanents de supernovas émettent également en X, selon divers mécanismes. Les couches externes de l étoile sont éjectées à des vitesses pouvant atteindre km/s. L onde de choc associée chauffe le milieu interstellaire à des millions de degrés, en émettant des rayons X thermiques. Les spectres X permettent d évaluer l évolution de la supernova. Jeune, le spectre montre des raies en émission. Plus anciens, les restes se comportent comme une source qui éclaire le milieu, et le spectre présente des raies en absorption. L étoile résidu, étoile à neutron en rotation rapide, possède une champ magnétique intense qui piège les électrons en émettant un rayonnement X synchrotron. C est ce que l on observe par exemple dans la nébuleuse du Crabe (M1 - source X appelée Taurus X-1), dont le pulsar effectue un tour sur lui-même en 33 millisecondes. Ils sont impliqués dans des évènements d une rare violence, en cannibalisant tout ce qui passe à leur portée. Divers mécanismes se combinent pour fournir des émissions complexes. Des émissions X se produisent dans un couple d étoiles serrées dont l une est un objet compact comme une étoile à neutrons ou un trou noir. Pour peu que la seconde soit dans une phase de géante rouge, la première accélère et engloutit l atmosphère de la seconde en produisant des bouffées de rayons X thermiques énergétiques. Deux cas célèbres de couples avec étoile à neutrons sont Cen X-3 et Her X-1. Centaurus X-3 présente une pulsation de 4,8 secondes et une intensité qui varie tous les 2,087 jours (par le passage de l une devant l autre sous forme d éclipse). L autre source, de même caractéristiques a été révélée dans la constellation d Hercule, Her X- 1, d une pulsation de 1,24 seconde et avec une variation tous les 1,7 jours. Le couple à trou noir le plus connu est Cygnus X-1, découverte en 1965 et analysée par Uhuru en La position exacte de cette émission X correspond à une étoile géante bleue (baptisée HDE ) qui ne peut à elle seule émettre de rayonnement X. C est le trou noir qui lui arrache régulièrement de la matière en la chauffant à plusieurs millions de degrés. Certains couples peuvent émettre des «sursauts X». Il s agit d une ancienne étoile à neutrons faiblement magnétisée, et d une étoile de faible masse. L étoile à neutrons attire la matière de son compagnon, matière qui s entasse à la manière d une atmosphère ultra comprimée, dense et chaude, au sein de laquelle se produisent épisodiquement des réactions thermonucléaires explosives émettant des rayons X. La durée du phénomène est très courte, quelques secondes au total. Ces étoiles massives isolées attirent la matière interstellaire qui chute à sa surface, la chauffe en émettant un rayonnement X thermique mou. Qu elles soient solitaires ou en couple ; les étoiles à neutrons tournent rapidement sur elles-mêmes et engendrent des champs magnétiques intenses. La matière interstellaire ou celle d un compagnon est alors dirigée pas les lignes de champ magnétique et est éjectée par les pôles sous forme d un faisceau X étroit. La plupart du temps, les pôles magnétiques ne sont pas confondus avec les axes de rotation de l étoile, et le faisceau balaie régulièrement le ciel. Si ce faisceau est dans la ligne de visée d un instrument sur Terre, il se montre périodiquement. Cet objet s appelle un «pulsar X». 10

11 Noyaux actifs L intérieur des amas Bruit de fond X Tous ces objets galactiques réunis n assurent pas la luminosité du ciel en X. Les galaxies à noyaux actifs et les quasars regroupent 70% des émissions X détectées. L existence de ces galaxies actives et quasars a été mis en évidence par leurs émissions dans le domaine radio. C est le satellite Einstein qui a bouleversé la connaissance de ces objets hors du commun. Avant lui (1978), seuls 3 quasars proches étaient connus. Il en a découvert une centaine! Les émissions X de ces objets varient très rapidement, ce qui implique une taille réduite. Par exemple, la source Centaurus A, qui correspond au noyau actif de la galaxie NGC 5128, a une variabilité de 4 jours, ce qui implique une taille maximale de 4 jours-lumière. Ces noyaux de galaxies actifs sont donc très petits en taille, en comparaison avec la galaxie elle-même, avec une masse de plusieurs millions de fois celle du Soleil. Seul un gigantesque trou noir a ces caractéristiques. Il possède un énorme disque d accrétion formé d étoiles plus ou moins déchiquetées et de matière interstellaire en rotation rapide. La gravité et la vitesse de la matière l échauffe à plusieurs millions ou dizaines de millions de degrés, en émettant des rayons X. L espace entre les galaxies des amas émet un rayonnement X thermique. C est encore Uhuru qui a découvert cette particularité. Le gaz intergalactique est constitué surtout de l hydrogène et de l hélium résiduel qui n ont pas servi dans la genèse des galaxies, mais aussi des gaz éjectés par les étoiles en fin de vie, puisque l on retrouve dans le spectre de ce gaz les caractéristiques du fer, produit uniquement par les étoiles (supernovas). Au vu de la taille des amas de galaxies, ce gaz, même extrêmement ténu ( particules par mètre cube), existe en très grande quantité. On estime que la quantité de ce gaz représente trois fois celle des galaxies de l amas. L analyse fine du rayonnement X intergalactique permet de mieux comprendre la répartition des températures dans ce gaz, en relation avec la répartition de la masse manquante (matière noire). La «température équivalente» entre les galaxies est d environ K. Tout le ciel baigne dans un «fond diffus X», un bruit de fond qui ressemble au fond cosmologique en micro-ondes à 2,7 K. Il s agit soit d une somme d émissions ponctuelles non résolues, soit d un gaz diffus qui occupe tout le ciel. Pour résumer, l astronomie X permet l étude détaillée des phénomènes énergétiques comme les noyaux actifs de galaxies ou les étoiles compactes, mais aussi celle de la matière interstellaire chaude, de la matière noire, et même de la matière froide (par fluorescence X), en déterminant la nature des éléments chimiques en présence, leur énergie et leurs interactions. De plus, l astronomie X a permis la première observation indirecte d un trou noir (Cygnus X-1). Ces progrès n ont été possibles que par l existence de capteurs performants, de systèmes de focalisation des rayonnements, le tout dans des satellites de plus en plus grands. 11