L`astronomie aux rayon X

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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.
Les deux composantes vibrent « en phase »
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, 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 :
λ
υ
c
= avec
υ
= fréquence
λ
= longueur d’onde
c
T
λ
υ
== 1
c
= vitesse de la lumière
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.
υ
hE
=
avec h = constante de Planck
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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
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.
Longueur d’onde
Radio > 10 cm
Micro-ondes et ondes radar 10 cm à
1 mm
Infra-rouge 1 mm à
0,7 µ
Rayonnement visible 0,7 µ à
0,4 µ
Ultra-violet 400 nm à
10 nm
Rayonnement X 10 nm à
0,01 nm
Rayonnement gamma
< 0,01 nm

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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 :
KmT .10.9,2.
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max −
= λ
où
max
λ
= 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 minutes. 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).