Document ID: /fineweb-2-swissfilter-quality_10-filterrobots/filtered/07078.jsonl.gz/794

Le télescope NuSTAR (NUclear Spectroscopic Telescope Array) de la NASA observe le ciel dans la gamme des rayons X depuis 2012. Au-delà de Chandra (NASA) et de XMM-Newton (ESA) lancés en 1999 et qui ont observé les émissions de rayons-X « mous », il nous a ouvert le domaine des rayons X « durs », et comble le « gap » entre les capacités de ces télescopes et celles du télescope Fermi qui collecte les rayons gamma. Cette prouesse est due à la réalisation d’un instrument remarquable, utilisant des technologies à l’extrême limite de l’optique. Il complète ainsi notre capacité d’appréhension de l’Univers à hautes énergies, indispensable à notre connaissance et à notre réflexion pour tenter de le comprendre. Sa mission étendue se termine comme celle de Fermi, en 2018 mais il n’est pas exclu que la NASA décide de la poursuivre encore plus longtemps.
Les rayons X, découverts par Röntgen en 1895, se situent dans le spectre des rayonnements électromagnétiques, entre les rayons ultraviolets et les rayons gamma. Ils sont constitués de photons dont la longueur d’onde va d’un peu plus de 0,001 nanomètres (1 picomètre) à environ 10 nanomètres; leur longueur d’onde va de 30 petahertz (1015Hz) à 30 exaherts (1018Hz) et leur énergie, d’une centaine d’eV à environ 100 keV. Ils sont dits « mous » jusqu’à 10 keV et « durs » au-delà. Pour comparaison les rayons gamma ont des longueurs d’onde inférieures au picomètre et leur énergie va de quelques keV à plusieurs centaines de GeV. Les émissions de rayons X peuvent provenir des amas de galaxie, des trous noirs, des rémanences de supernovæ, des étoiles (même celles de type solaire), des étoiles binaires avec naine blanche, des étoiles à neutrons… Certains corps passifs peuvent même émettre ou plutôt ré-émettre des rayons X par réflexion (la Lune). Bien entendu plus le phénomène est énergétique plus le rayonnement X est « dur » (courte longueur d’onde et haute énergie)*.
L’idée de détecter les sources émettrices dans l’espace de ces rayons X est venue très tôt, dès le début de l’ère spatiale (1962, fusée sonde Scorpius) et s’est beaucoup développée (plusieurs dizaines de télescopes à capacité X depuis lors). Cela s’explique par (1) l’intérêt de connaître ces sources puisqu’elles sont des facteurs majeurs de structuration de la matière et (2) la capacité de ces rayonnements à être perçus séparément de la lumière visible et donc à ne pas y paraitre « noyés »…le problème étant que l’atmosphère terrestre fait écran à ces rayonnements et qu’il faut donc en sortir pour les observer.
Mais les longueurs d’onde à capter sont très courtes, plus courtes que la distance moyenne entre les atomes d’un bloc de verre, et on ne peut donc utiliser les miroirs classiques perpendiculairement à la source car les rayons les traverseraient. La solution imaginée (pour les microscopes !) par le physicien Allemand Hans Wolter en 1952, est de recueillir ces rayons en lumière rasante, par deux miroirs (parabolique et hyperbolique) peu absorbants, dirigeant progressivement le rayon vers un foyer du fait de leur très légère courbure. Le résultat est un instrument dit « télescope Wolter » (types 1,2 ou 3) en forme de « tonneau » dont les miroirs sont tournés vers l’intérieur et exposés aux rayonnements avec une pente très forte. Chandra et XMM-Newton utilisaient déjà un tel télescope mais les ingénieurs concepteurs de NuSTAR (le P.I. en est Fiona Harrison de CalTech), l’ont beaucoup perfectionné puisque NuSTAR étend notre visibilité à quasiment l’ensemble des rayonnements X durs. Pour obtenir ce résultat, le télescope présente des particularités / innovations, à trois niveaux : les miroirs, la surface focale et le « mât » :
Les rayons sont réfléchis successivement par deux séries, en suite, de miroirs quasi cylindriques (« coques »). Les cylindres sont plus précisément des cônes tronqués, de telle sorte que le rayonnement puisse être dévié vers la surface focale. Compte tenu de son inclinaison chaque miroir n’offre qu’une toute petite surface de collecte. Pour l’augmenter et pouvoir la répartir à la surface du récepteur focal, les miroirs cylindriques sont multipliés (138 miroirs au total dans NuSTAR) et emboités les uns dans les autres (ils restent accessibles aux rayons puisque la lumière doit être « rasante » à leur surface). Leur verre très spécial (titane + verre + résine époxy + graphite) n’est pas recouvert de métaux à forte densité (et donc réfléchissant) comme ceux de Chandra ou de XMM (Platine, Iridium et Or) mais d’un revêtement multicouches (jusqu’à 200 !) qui alterne des matériaux à forte densité (Tungstène, Platine) avec d’autres à faible densité (Silice, Carbone, Carbure de silicium), c’est l’application du « principe du miroir de Bragg », selon lequel l’alternance des indices de réfraction dope la réflectivité. C’est ce « cocktail » qui évite l’absorption des rayons durs (au-delà de 10 keV) et permet d’aller jusqu’à 78,4 keV, niveau où le Platine absorbe plutôt qu’il ne réfléchit les rayons. Mais quasiment 79 keV c’est déjà beaucoup et cela permet de chevaucher la gamme d’énergies des rayonnements captés par Fermi. L’entrée des miroirs est protégée dans la ligne de visée, par deux couches minces de polyimide pour les isoler thermiquement. NuSTAR est équipé de deux miroirs tonneaux ainsi composés, positionnés côte à côte, les deux renvoyant vers le même plan focal pour plus de précision, avec l’angle maximum permis par leur réflectivité et leur courbure. Cela donne une distance focale minimum de 10,15 mètres. C’est beaucoup pour un satellite qu’il fallait transporter dans une capsule à volume réduit. Pour résoudre le problème, les ingénieurs ont imaginé un « mât » télescopique qui relie les deux miroirs tonneaux au plan focal et ils l’ont déployé avec succès une fois NuSTAR en orbite.
Le plan focal présente une autre innovation, capitale. Compte tenu de l’énergie du rayonnement, on utilisait jusqu’à présent (et en particulier pour Chandra et XMM) un dispositif complexe de protection qu’on appelle un « masque codé », c’est-à-dire un masque opaque aux rayons-X mais percé de trous et on utilisait l’ombre portée (passant par les trous) apparaissant lors des impacts pour lire leurs traces. L’image était indirecte et le traitement difficile. L’innovation de NuSTAR est d’utiliser une batterie de détecteurs composés de quatre semi-conducteurs (de type cadmium-zinc-tellures) qui « acceptent » les hautes énergies et permettent le traçage en direct des rayons, avec beaucoup de précision. Ils mesurent le moment de l’arrivée, l’énergie et la direction de chaque rayon-X incident. Il y a une batterie de détecteurs à chaque foyer de chacun des deux « tonneaux » de miroirs. L’ensemble est protégé par une coque en cristaux de iodure de césium (fabriqué par Saint-Gobain) qui écarte tout rayonnement ne provenant pas de la ligne de visée.
Le satellite lui-même n’a rien d’extraordinaire. Il orbite la Terre à une altitude relativement basse (LEO), stabilisé sur trois axes et s’oriente sur la voûte céleste grâce à une caméra de visée (80% du ciel est accessible à tout moment). Une de ses originalités est qu’il ne dispose que d’un seul volet de panneaux solaires, orientable. Sa masse n’est que de 360 Kg. Il est vrai que pour la NASA ce n’était qu’une « SMEX » (Small Explorer Mission = petit prix et pas de difficulté astronautique). Comme d’habitude le projet (sélectionné en 2003) a connu plusieurs vicissitudes avant le lancement (2012). A noter que la quasi-totalité des participants sont des entreprises américaines (exception faite de la société française ci-dessus et d’une société danoise pour la caméra d’orientation).
L’objectif de NuSTAR était d’observer l’activité des AGN (noyaux actifs de galaxies) précédemment cachés par leur environnement, pour mieux examiner la source des jets relativistes de particules à partir des trous noirs supermassifs ; étudier la population des objets compacts de notre galaxie émetteurs de rayons-X (par exemple naines blanches, étoiles à neutrons ou trous noirs) et bien sûr notre trou noir central, en cartographiant la région centrale « SgrA » (Sagittarius A) ; d’étudier les radiations dans les rémanences de supernovæ récentes (continuum de radiations X dures), en même temps que les éléments lourds récemment synthétisés et expulsés, pour mieux comprendre le processus de la nucléosynthèse.
Les résultats ont été à hauteur des attentes, de nombreux pulsars ou blazars identifiés et examinés en détails, des supernovæ comme Cassiopée-A mieux comprises, l’environnement de notre trou noir, SgrA, pénétré, des rémanences de “sursauts gamma” (prodigieux flashs célestes émettant un cocktail de particules à haute énergie) analysés. Comme avec Fermi, maintenant que nous pouvons disposer dans l’espace de « toute la gamme » d’observations, il est particulièrement intéressant de rapprocher celles d’un télescope opérant dans une certaine gamme de longueurs d’ondes (par exemple le visible) avec celles d’autres télescopes opérant dans d’autres longueurs d’ondes (par exemples les plus courtes, comme NuSTAR ou Fermi).
En considérant ce télescope après les autres on ne peut qu’être confortés dans le sentiment que nous vivons une véritable révolution dans le domaine de l’astronomie. Nos chercheurs ont aujourd’hui accès à des instruments dont la génération active à la fin du 20ème siècle ne pouvait que rêver. Il faut en être conscients, s’en réjouir et s’en émerveiller. C’est le résultat du progrès technologique accéléré de ces dernières décennies, dans de nombreux domaines et…cela permet de continuer à rêver à d’autres découvertes.
NB: l’article a été soumis pour relecture à la NASA (par l’intermédiaire de Felicia Chou, contact media pour ce télescope).
Image à la Une : vue d’artiste du satellite télescope NuSTAR en orbite (crédit NASA/JPL).
Image ci-dessous (1) : schéma du dispositif optique de NuSTAR (crédit CalTech).
Image ci-dessous (2) : un des deux miroirs tonneaux en cours de montage. Vous voyez la tranche du collecteur (en noir sur l’image) par lequel est attendu le passage des rayons X (crédit Laboratoire Nevis de Columbia University). L’intérieur du “tonneau” est un empilement de miroirs (comme ceux que l’on voit à l’extérieur) séparés par un très petit interstice…quand même suffisant!
Image ci-dessous (3) : détecteur, photo de l’un des deux modules du plan focal (crédit CalTech).
Image ci-dessous (4) : étendue du rayonnement X couvert (défini par la courbe rouge). Vous noterez la différence avec les autres télescopes (crédit NASA, Goddard Space Flight Center).
Image ci-dessous (5) : reste de l’étoile Cassiopée A après supernova. Les rayons X durs, radioactifs (NuStarr) sont en bleus, les rayons X mous non radioctifs (Chandra) en rouge, jaune et brun (crédit NASA/JPL-Caltech/CXC/SAO.
Rappel:
“EMC18”, la 18ème “European Mars Conference”, aura lieu au Musée International d’Horlogerie de la Chaux-de-Fonds, du 26 au 28 octobre. Pour mettre à jour vos connaissances sur Mars, le Voyage, les projets d’établissement de l’Homme sur cette planète*, renseignez vous – inscrivez vous: https://planete-mars-suisse.space/fr/emc18
*exposés en Anglais