Astronomie des rayons X 643462 31830581 2008-07-23T19:51:25Z Pld 71269 /* Satellites */ SWIFT (satellite) L''''astronomie des rayons X''' (ou aussi « '''astronomie X''' ») est la branche observationelle de l'[[astronomie]] qui s'occupe de l'[[émission]] des [[rayon X|rayons X]] des [[objet céleste|objets célestes]]. Puisque la [[rayonnement|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 [[Fusée spatiale|fusée]]s. Aujourd'hui, l'astronomie X est une partie de la recherche spatiale et les [[détecteur]]s de rayons X sont placés dans des [[Satellite artificiel|satellites]]. La radiation X est produite par des sources qui contiennent du gaz extrêmement chaud, à des [[température]]s d'un million à plusieurs centaines de millions de [[kelvin]]s. Le gaz est alors composé d'[[atome]]s et d'[[électron]]s 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 (constellation)|Scorpion]]) et se trouve dans la direction du [[centre galactique|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&nbsp;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&nbsp;000) fois plus grande que la totalité de l'émission radiative du [[Soleil]] dans toutes les [[longueur d'onde|longueurs d'onde]]. Aujourd'hui on sait que les sources de rayons X dans le ciel sont des objets compacts, tels que des [[étoile à neutrons|étoiles à neutrons]] ou des [[trou noir|trous noirs]], mais aussi des [[étoile massive|étoiles massives]] comme des [[étoile O|étoiles O]] ou [[étoile Wolf-Rayet|Wolf-Rayet]]. Des sources particulièrement intéressantes sont les [[binaire X|étoiles binaires « X »]], qui sont composées d'une étoile « normale » (sur la [[Diagramme de Hertzsprung-Russell|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 génère les rayons X. Il a aussi été trouvé récemment que l'espace entre les [[galaxie]]s 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 [[Fond diffus cosmologique|rayonnement de fond cosmologique]] dans le domaine [[onde radio|radio]]. La masse de ces gaz chauds serait de 5 à 10 fois la masse totale des galaxies. == Historique == Aucun rayon X ne peut atteindre le sol (les appareil médicaux ne pourraient d'ailleurs pas fonctionner), 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 pas 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 [[ballon-sonde|ballons-sondes]] ou de satellites. === Fusées === Les premières mesures ont été faites en [[1948]] par l'équipe de Friedman du laboratoire de la marine étasunienne (US [[Naval Research Laboratory]], NRL), avec des [[compteur Geiger|compteurs Geiger]] embarqués dans un [[V2 (missile)|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 [[American Science and Engineering|AS&E]]/[[Massachusetts Institute of Technology|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 === [[Image:Hiregs.jpg|right|frame|le ballon HIREGS, gonflé attaché à son véhivule 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 ([http://mamacass.ucsd.edu:8080/balloon/hiregs3.html 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]], [[Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics|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'obervatoire XMM-Newton (rayons X plutôt mous de 0,1 à 15 keV), le satellite [[International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory|INTEGRAL]] (rayons durs de 15 à 60 keV), lancés par l'[[Agence spatiale européenne|ESA]]. La [[NASA]] a lancé [[Rossi X-ray Timing Explorer]], et les observatoires [[SWIFT (satellite)|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]], [[Surveyor VI|VI]] et [[Surveyor VII|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 [[Capteur photographique#Les capteurs CCD|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 générés 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 d 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'' 2<sup>nd</sup> éd., Wiley-Interscience, 1999, pp 32–36 === Articles connexes === * [[Astronomie gamma]] * [[Focalisation (optique)#Télescopes à rayons X|Focalisation (optique) > Télescopes à rayons X]] * [[:Catégorie:Télescope spatial à rayons X|La catégorie télescope spatial à rayons X]] === Liens externes === * {{en}} [http://www.as-e.com/american_science_and_engineering/history.asp Historique de AS&E] * {{fr}} [http://www.astrosurf.com/santerne/telescopes.htm Les télescopes X] {{Portail astronomie}} [[Catégorie:Astronomie]] [[catégorie:rayons X]] [[Catégorie:Télescope spatial à rayons X|*]] [[bn:এক্স-রশ্মি জ্যোতির্বিজ্ঞান]] [[cs:Rentgenová astronomie]] [[de:Röntgenastronomie]] [[en:X-ray astronomy]] [[es:Astronomía de rayos-X]] [[fi:Röntgentähtitiede]] [[hu:Röntgencsillagászat]] [[id:Teleskop sinar-X]] [[it:Astronomia a raggi X]] [[ja:X線天文学]] [[nl:Röntgenastronomie]] [[pl:Astronomia rentgenowska]] [[sk:Röntgenová astronómia]] [[zh:X射线天文学]]