X - astronomie. 1 PRÉSENTATION X, astronomie, champ de l'astronomie dédié à l'observation, l'étude et la modélisation des sources astronomiques émettant dans la gamme X du spectre électromagnétique. 2 APERÇU HISTORIQUE DE L'ASTRONOMIE X Les premières études des sources astronomiques émettant dans la gamme des plus hautes énergies (domaines X et gamma du spectre électromagnétique), dites sources X ou gamma, commencent dans les années 1960, avec l'envoi hors de l'atmosphère terrestre d'une fusée d'observation astronomique. En effet, grâce à l'envoi de la première fusée-sonde en 1945 en dehors de l'atmosphère terrestre (pour une altitude inférieure à 150 km, le rayonnement X est totalement absorbé par l'atmosphère de la Terre), seul le Soleil est alors connu pour émettre dans cette gamme d'énergie (rayonnement X en provenance de la couronne solaire et des boucles magnétiques solaires). La toute première source extrasolaire X observée est ainsi détectée par une fusée-sonde en 1962 ; nommée Scorpius X-1 (Sco X-1), en raison de sa localisation dans la constellation du Scorpion, elle est désormais la source proto-typique d'une fraction importante des sources X du ciel. L'avènement des satellites dédiés à l'observation du rayonnement X dans les années 1970, tels que les satellites SAS-1 Uhuru, Ariel V, SAS-3, OSO-8 et HEAO-1, est à l'origine du développement d'une astronomie extrêmement riche et variée, l'astronomie X. Au début du XXIe siècle, les satellites Chandra, HETE-2, INTEGRAL, RXTE et XMM-Newton poursuivent leur mission d'exploration de cette astronomie des hautes énergies. 3 OBSERVATION ASTRONOMIQUE SPATIALE DU CIEL EN X Bien que le rayonnement X soit observé sur Terre pour la première fois en 1895 par le physicien allemand Wilhelm Röntgen -- découverte faite par hasard lors d'expérimentations physiques sur les tubes à vide --, il faut attendre près de soixante-dix ans avant de découvrir que le ciel contient de puissants émetteurs à ces longueurs d'onde -- entre 10 nm et 0,001 nm (le nanomètre, de symbole nm, équivaut à un millionième de millimètre, soit 1 nm = 10-9 m). Car bien que le rayonnement X le plus énergétique (d'énergie supérieure à 30 keV) puisse se propager dans l'air sur quelques mètres (autrement Röntgen ne l'aurait jamais observé et l'imagerie X médicale n'aurait jamais pu se développer), le rayonnement X de plus basse énergie est absorbé très rapidement dans l'air. Émis dans la gamme d'énergie comprise entre 0,5 keV et 5 keV -- gamme dans laquelle la plupart des sources cosmiques émettent --, les photons X sont stoppés par seulement quelques feuilles de papier ; des photons de 3 keV sont, quant à eux, absorbés à 90 p. 100 dès lors qu'ils se sont propagés sur une distance de 10 cm dans l'air. Tout rayonnement X cosmique n'a donc aucune chance de se propager jusqu'à la surface de la Terre. Heureusement d'ailleurs, car ce rayonnement très énergétique serait dommageable pour la vie sur Terre ; en ce sens, l'atmosphère terrestre forme une barrière de protection très efficace. Ainsi, pour observer le rayonnement X en provenance du ciel, les détecteurs de rayonnement X doivent se situer en dehors de l'atmosphère terrestre ; pour ce faire, les astronomes utilisent soit des fusées-sondes, soit des ballons, soit des satellites. Dans le cas des fusées-sondes, le détecteur est placé à l'extrémité de la section conique de la fusée ; la durée du vol en dehors de l'atmosphère terrestre est très courte (de l'ordre de quelques minutes avant que la fusée ne retombe sur Terre) et le champ de vision est limité à l'hémisphère Sud ou Nord du ciel, selon le lieu de l'expérimentation. Les ballons peuvent transporter des instruments d'observation jusqu'à une altitude de 35 km, au-dessus de la couche la plus dense de l'atmosphère. Bien que le recueil des données puissent s'effectuer sur un laps de temps plus long que celui qui est associé aux fusées-sondes, tous les photons de gamme d'énergie inférieure à 35 keV sont absorbés. La troisième solution, des satellites munis de détecteurs X envoyés en orbite au-dessus de l'atmosphère terrestre, constitue la meilleure technique d'observation puisqu'elle permet de couvrir entièrement les domaines X et gamma et que le recueil des données peut durer plusieurs années, selon la durée de vie des instruments embarqués (voir télescope spatial). 4 PRINCIPALES SOURCES DE RAYONNEMENT X 4.1 Binaires X Les scientifiques ont constaté que la plupart des sources X de notre galaxie sont en fait des systèmes stellaires binaires, constitués généralement d'une étoile à neutrons (étoile primaire) et d'une étoile normale ou évoluée (étoile secondaire) ; à la différence des étoiles à neutrons, les étoiles secondaires produisent encore en leur sein des réactions thermonucléaires (étoiles de la séquence principale aux étoiles évoluées : géantes ou supergéantes rouges -- voir évolution des étoiles). Les modèles montrent que sous certaines conditions (séparation des binaires, masses des objets...), du gaz issu de l'étoile secondaire tombe sur l'étoile primaire en un phénomène dit d'accrétion et forme autour de l'étoile primaire un disque de matière, dit disque d'accrétion. L'énergie mise en jeu dans un système contenant une étoile à neutrons, dense et massive, contribue à échauffer le gaz accrété à des températures très élevées (de 1 à 100 millions de degrés), de telle sorte qu'il se refroidit en émettant dans la gamme X du spectre électromagnétique ; de tels systèmes binaires d'étoiles sont appelés binaires X. Ce modèle -- incluant une étoile à neutrons comme étoile primaire --, le plus fréquent des binaires X, rend compte de l'observation de pulsars X, analogues, pour une part, aux pulsars radio observés à de plus faibles énergies. 4.1.1 Première binaire X observée : Scorpius X-1 En juin 1962, l'envoi d'une fusée-sonde dans le ciel du Nouveau-Mexique permet d'observer le rayonnement X issu d'une étoile de faible magnitude apparente (magnitude visuelle de 12). Située dans la constellation du Scorpion au sein de notre galaxie (la Voie lactée), à plus de 9 000 années-lumière de la Terre, Scorpius X-1 est un système binaire constitué d'une étoile à neutrons et d'une étoile semblable au Soleil. Ce système binaire est serré -- moins de deux millions de kilomètres -- et la période de révolution d'une étoile autour de l'autre est de l'ordre de 18 heures et 53 minutes. En raison de la proximité de son étoile compagnon, l'étoile à neutrons, via l'intense champ gravitationnel qu'elle engendre autour d'elle, « aspire « une fraction de la matière de l'étoile secondaire en un disque d'accrétion chauffé à plus de 100 millions de degrés. Ce processus est à l'origine de l'émission d'un intense rayonnement X et de réactions thermonucléaires qui accélèrent les particules chargées (électrons et protons) à des vitesses proches de celle de la lumière -- les particules sont alors dites ultrarelativistes. Ces particules chargées, piégées dans le champ magnétique intense de l'étoile à neutrons, ne peuvent s'échapper qu'en un faisceau étroit de forme conique, long de plusieurs centaines de fois le diamètre du disque d'accrétion ; la rencontre de ces particules avec le milieu interstellaire froid et plus dense se traduit par une émission de rayonnement radio millimétrique, détectable par des radiotélescopes selon la technique d'interférométrie à très large base (VLBI, pour Very Long Baseline Interferometry). Découverte une trentaine d'années plus tard, Centaurus X-3 est un système binaire analogue, observé sous forme d'un pulsar X. 4.1.2 Cygnus X-1 Pour une fraction de sources X très brillantes, comme le système binaire Cygnus X-1 observé en 1965, l'objet primaire serait un trou noir, dont la masse est supérieure à celle des étoiles à neutrons (c'est-à-dire supérieure à 3 fois la masse du Soleil). Située dans la constellation du Cygne, ce système binaire est constitué d'une étoile évoluée (de type spectral tardif Iab) et d'un objet compagnon invisible dont la masse est supérieure à 5 masses solaires, ce qui suggère l'existence d'un trou noir. La séparation entre les deux objets est de l'ordre de 2,5 kpc (kiloparsecs) ; la période de révolution du système est de 5,6 jours. Cygnus X-1 est l'une des sources les plus brillantes du ciel observé en X. 4.1.3 Microquasars Les microquasars -- tels que le microquasar XTE J1550-564, découvert en septembre 1998 dans notre galaxie et constitué d'un trou noir d'une masse d'environ 10 fois celle du Soleil et d'une étoile compagnon de faible masse -- sont des sources variables X, composées d'un disque d'accrétion qu'accompagnent deux jets de particules chargées, extrêmement énergétiques, s'éloignant de l'objet compact ; ces jets sont opposés et perpendiculaires au disque. Il est possible qu'une instabilité d'origine magnétique dans le disque soit à l'origine de cette variabilité de l'émission X. 4.1.4 Variables cataclysmiques Pour les sources X de faible émission, l'objet primaire serait une naine blanche -- étoile en fin de vie de faible masse (inférieure à 1,44 fois la masse solaire) -- et l'étoile secondaire, une étoile standard ; ces systèmes binaires sont regroupés sous le nom de variables cataclysmiques. C'est pourquoi, sur le million de systèmes existants, seule une centaine de variables cataclysmiques ont été détectées à proximité du Soleil. 4.1.5 Sources X variables L'émission de certaines sources X peut être extrêmement variable ; cette variabilité peut adopter différentes formes : variables X (terme générique), pulsars X, sursauts X, etc. Certaines variables transitoires X apparaissent brusquement, restent observables quelques semaines puis disparaissent du ciel observé en X (sources X transitoires, dites transients en anglais). Parfois, elles redeviennent observables en X quelques mois ou quelques années plus tard ; une partie d'entre elles ne se manifestent qu'une seule fois. Ces sources transitoires seraient en fait également des binaires X ; pour certaines, le taux d'accrétion de masse sur l'objet compact subit une variation brusque ; pour d'autres, la masse accrétée à la surface de l'objet compact deviendrait suffisamment dense et chaude pour que des réactions thermonucléaires se déclenchent brusquement, donnant lieu aux sursauts X. 4.2 Autres sources X Les vestiges de supernovae -- tels que la boucle du Cygne (Cygnus Loop) -- engendrent également des émissions X. En effet, les ondes de choc émises lors de l'explosion en supernovae des étoiles massives en fin de vie se propagent dans le milieu interstellaire échauffé sous la forme de rayonnement X et gamma. L'origine de certaines sources X peut être extragalactique, telles les régions internes de certaines galaxies (émission thermique d'un disque d'accrétion constitué de gaz et d'étoiles autour d'un trou noir central) ou l'émission très énergétique de certaines galaxies à noyaux actifs (AGN, Active Galactic Nuclei), résultant de l'émission d'un gaz ultrarelativiste à proximité d'un trou noir supermassif supposé occuper le centre de la galaxie. 4.3 Fond diffus X Observé en X, le ciel n'est jamais obscur ; parsemé de points brillants en X, il émet également un rayonnement continu de la gamme d'énergie la plus basse en X aux énergies les plus élevées (rayonnement gamma). Ce rayonnement continu, nommé fond diffus X et gamma, a différentes origines selon la longueur d'onde à laquelle on se place (voir astronomie gamma). Aux plus faibles énergies (inférieures à 0,25 keV), le fond diffus X est issu du milieu interstellaire, qui contient des bulles de gaz chauffés à des températures de l'ordre du million de degrés, constituées soit de vestiges de supernovae, soit de vents chauds émis par de jeunes étoiles massives. Dans la gamme d'énergie comprise entre 0,25 keV et 1 keV, et bien que les vestiges de supernovae et les bulles de vents chauds contribuent encore au rayonnement, le fond diffus X est isotrope (il présente les mêmes propriétés dans toutes les directions d'observation) ; son origine est vraisemblablement extragalactique, bien que non clairement identifiée. Au-dessus de 1 keV, le rayonnement X n'est plus vraiment diffus mais provient des objets extragalactiques lointains, typiquement des quasars (émettant dans la gamme d'énergie 1-2 keV). L'origine du rayonnement gamma provient en partie de sources ponctuelles (étoiles à neutrons, trous noirs, systèmes binaires), en partie de l'émission de gaz de notre galaxie (photons d'énergie supérieure à 100 keV issus de l'interaction des rayons cosmiques avec le gaz interstellaire, décroissance radioactive de l'aluminium-26 créé dans les novae et les étoiles supermassives, réactions matière antimatière, raie d'annihilation des paires électron-positron à 511 keV), et enfin de tout le reste de l'Univers, audelà de la Voie lactée (AGN, quasars). Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.
