L`astronomie aux rayon X

ASTRONOMIE DES RAYONS X
JP. Maratrey - avril 2007
La découverte sur terre du rayonnement X date de 1895. 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.
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Les deux composantes vibrent « en phase » , 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 :
υ=
T=
c
avec
λ
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υ
=
υ
= fréquence
λ = longueur d’onde
λ
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
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avec
h = constante de Planck
Ont la même amplitude à chaque instant.
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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.
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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 1901.
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 1897. 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.
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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.
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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 :
T .λ max = 2,9.10 −3 m.K
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
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.
Collision ion-électron
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.
Rayonnement synchrotron
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.
Effet Compton inverse
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.
Autres mécanismes
On peut citer en particulier l’interaction entre les photons et les rayons
cosmiques (particules chargées - protons ou noyaux plus lourds - à grande
vitesse).
Les satellites
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 1970. 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).
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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 10 000 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 1999. Sa sensibilité
était 100 fois meilleure que celle d’Uhuru. Il a détecté plus de 100 000 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.
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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 7 000 à
114 000 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
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Suzaku
Satellite japonais lancé en 2005. Suzaku est une copie du satellite AstroE 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 2011. 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.
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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 1946. 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.
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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
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 20 000
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.
Les trous noirs
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.
Les couples X
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 X1, 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 1971. La position exacte de cette émission X correspond à une étoile géante
bleue (baptisée HDE 226 868) 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.
Les étoiles à neutrons
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 ».
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Noyaux actifs
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’intérieur des amas
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 (10 000
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 100 000 K.
Bruit de fond X
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.
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