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Le ciel à découvert

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Jean Audouze

Sixième partie. De nouveaux regards sur le ciel

27. L’astronomie X

Monique Arnaud, Didier Barret et Anne Decourchelle

Texte intégral

Introduction

1L’astronomie des rayons X est fondée sur l’observation de la lumière d’objets célestes à des longueurs d’onde de l’ordre de l’angström ou des énergies de l’ordre du kilo électron-volt (keV). L’unité d’électron-volt (eV) est souvent utilisée et correspond à l’énergie cinétique d’un électron accéléré depuis le repos par une différence de potentiel d’un volt (1 eV = 1.6 10-19 Joule). Les photons X sont très énergétiques, mille fois plus que les photons visibles. Ils sont produits lorsque des électrons, à des températures au-delà du million de degrés ou à des vitesses très relativistes (proche de celle de la lumière), sont accélérés, freinés ou changent de trajectoire.

2Les rayons X étant facilement arrêtés par une petite quantité de matière, l’atmosphère terrestre absorbe la totalité des rayons X en provenance de l’espace et impose que les instruments de détection soient placés au-delà. Il a donc fallu attendre les premières fusées (en 1946) pour observer de l’émission X extraterrestre, celle du Soleil. Mais l’espoir de détecter des sources de rayons X en dehors du Système solaire diminua à la vue de ces résultats, car la sensibilité instrumentale était 100 000 fois trop faible pour détecter les étoiles les plus proches. Le groupe de Riccardo Giacconi s’acharna cependant à développer de nouveaux instruments afin d’améliorer leur sensibilité. Les objectifs scientifiques étaient d’une part la mesure de l’émission X de la Lune dans une période de préparation de vol lunaire, et d’autre part la recherche de sources X extrasolaires en observant une large région du ciel. C’est en 1962 que ces années de travail furent récompensées lors d’un vol de fusée emportant à son bord des compteurs Geiger. 350 secondes d’observation suffirent pour révéler la première source extrasolaire, Sco X-1, dans la constellation du Scorpion. Ce puissant signal révélait une source incroyablement forte de photons à haute énergie de nature totalement inconnue. La communauté scientifique fut alors fascinée. Cette découverte, qui marqua le début de l’exploration du ciel en rayons X et des nombreuses découvertes qui lui succédèrent, valut 40 ans plus tard le prix Nobel de physique à Riccardo Giacconi.

3De nombreux vols fusées et en ballon, pour les rayons X au-delà de 35 keV, furent ensuite effectués. Ils permirent de découvrir plusieurs autres sources dont la nébuleuse du Crabe, qui fut rapidement associée au reste de la supernova observée en l’an 1054 par les chinois. Mais c’est avec le lancement du premier satellite en rayons X en 1970, Uhuru, que débuta véritablement l’astronomie X par un premier balayage complet du ciel. Plus de 300 sources X furent ainsi découvertes. Une observation spectaculaire de la courbe de lumière (répartition du nombre de photons de la source en fonction du temps) d’une de ces puissantes sources, Cen X-3, permit d’en déterminer la nature. La variation temporelle régulière et rapide du nombre de photons reçus avec une période de 4.84 secondes révéla qu’il s’agissait d’une étoile à neutrons en rotation. Puis les légères variations de sa période et l’extinction cyclique complète pendant 11 heures à intervalle régulier de 2.09 jours permirent de conclure que Cen X-3 était un système binaire à éclipse.

4Cependant, la nature de ces sources extrêmes, leur mécanisme d’émission et leur source d’énergie demeuraient alors inconnus. Pour répondre à ces questions, il fallait obtenir une localisation plus précise de la source X afin d’identifier l’objet émetteur aux autres longueurs d’onde (visible, radio), et produire une image de la source. D’autre part, il était nécessaire d’obtenir des informations plus détaillées sur leur spectre (répartition des photons en fonction de leur énergie) et leur courbe de lumière. La forme du spectre renseigne sur les mécanismes d’émission en jeu et donc sur les processus physiques qui ont lieu dans ces sources. Les spectres X sont la superposition d’une émission continue et de raies (d’émission ou d’absorption) à des énergies bien définies. Enfin, il était nécessaire d’accroître le nombre de sources X, et cela nécessitait d’améliorer la sensibilité des instruments.

5Pour obtenir une localisation plus précise, il a fallu passer de systèmes rudimentaires avec collimateurs (qui permettent de sélectionner un champ de vue) à des télescopes permettant de produire des images. C’est l’étape franchie par le satellite Einstein en 1978 qui utilisa des miroirs à incidence rasante pour focaliser les rayons X (voir section suivante). Il est le premier à avoir obtenu des images de sources X étendues, et a permis la détection de sources faibles. De nombreux télescopes furent ensuite lancés avant d’arriver à la génération actuelle, qui permet d’atteindre des résolutions d’image en rayons X de moins de 1 arc seconde (avec le satellite américain Chandra lancé en 1999), couplées à des sensibilités très élevées (avec le satellite européen XMM-Newton, Figure 1) et à une bonne résolution en énergie des spectres, qui permet d’obtenir leur forme avec précision.

6Le dernier catalogue de sources recensées par XMM-Newton contient près de 300 000 sources, couvrant une très grande variété d’objets. Les rayons X tracent les composantes énergétiques de l’univers. Ils ont révélé de nouveaux types d’objets ou de composantes astrophysiques. L’énergie de ces sources provient d’explosions d’étoiles (supernovae, nébuleuses de vent de pulsar, sursauts gamma), de forts potentiels gravitationnels (amas de galaxies, trous noirs, étoiles à neutrons) ou de champs magnétiques (étoiles, pulsars). En définitive, la quasi-totalité des objets émettent en rayons X. Les noyaux actifs au centre des galaxies contribuent à près de la moitié des sources. Dans les galaxies, les sources principales d’émission X sont les systèmes binaires avec une étoile à neutrons ou un trou noir attirant la matière de l’étoile compagnon, les restes de supernova et les nébuleuses de vent de pulsar, le milieu interstellaire chaud. Dans les amas de galaxies, le gaz chaud intergalactique émet fortement en rayons X. Enfin, une partie de l’émission X de l’Univers apparaît sous la forme d’un fond diffus, dont on pense qu’il est essentiellement la superposition de noyaux actifs de galaxies trop faibles pour être détectés individuellement. Après un bref rappel des techniques d’observation, nous présenterons les résultats saillants obtenus avec les télescopes actuels pour trois catégories de sources astrophysiques illustrant différentes sources d’énergie et échelles spatiales.

Évolution des techniques de détection

7En astronomie X, les photons émis par les objets célestes sont détectés un par un. Les premières observations astronomiques dans le domaine des rayons X ont été réalisées avec des dispositifs extrêmement sommaires. Ils comprenaient un détecteur de photons, de type compteur proportionnel à gaz : le photon est absorbé par le gaz par effet photo-électrique, le nombre d’électrons libérés étant proportionnel à l’énergie du photon. Ces détecteurs permettent donc de mesurer l’énergie de chaque photon, mais avec une précision limitée, de l’ordre de 20 %. Un collimateur mécanique délimite la portion du ciel à observer. La résolution angulaire obtenue est de l’ordre du degré.

Fig. 1 – Le satellite XMM-Newton lors des tests de déploiement des panneaux solaires à l’Agence spatiale européenne. Les détecteurs (situés en haut sur l’image) sont placés au plan focal des télescopes (en bas), à 7.5 mètres de distance de ceux-ci. Lancé le 10 décembre 1999 par la fusée Ariane 5, XMM-Newton mesure 10 m de longueur, 16 m d’envergure pour 4 m de diamètre et pèse 3,8 tonnes environ. C’est le plus grand satellite d’observation astronomique jamais lancé par l’ASE. Cliché ASE

8L’emploi de véritables optiques comportant des miroirs a permis des améliorations spectaculaires de la résolution spatiale, moins de 1 seconde d’arc pour les télescopes du satellite Chandra, les plus performants actuellement. Ces miroirs utilisent la propriété de tous les matériaux d’avoir pour les rayons X un indice de réfraction très légèrement inférieur à l’unité. Pour des incidences très rasantes, les photons X subissent une réflexion totale. L’angle critique est de l’ordre du degré aux environs de 1 keV et décroît rapidement lorsque l’énergie augmente. En pratique, l’efficacité des optiques dépend de la distance focale des miroirs et décroît rapidement quand l’énergie augmente. À titre d’exemple, le télescope du satellite ROSAT (en opération entre 1990 et 1999), dont la distance focale était de 2.4 mètres, ne permettait de collecter que des photons d’énergie inférieure à 2.4 keV. Il a fallu attendre le lancement d’ASCA en 1993, pour pouvoir faire des images dans une gamme d’énergie étendue jusqu’à 10 keV, avec cependant une résolution spatiale médiocre de 2 minutes d’arc.

9Au foyer de ces télescopes, on place des détecteurs qui permettent de déterminer les coordonnées du lieu d’impact de chaque photon, donc de faire des images. La précision sur la mesure de l’énergie du photon, ou résolution spectrale, qui définit l’aptitude à séparer les raies d’émission, dépend du type de détecteur. Elle est médiocre avec les compteurs à gaz et nulle pour les galettes de micro-canaux qui, par contre, permettent une excellente localisation des photons. L’emploi de détecteurs CCDs, où le gaz est remplacé par un semi-conducteur, a permis d’améliorer grandement la résolution spectrale, par plus d’un facteur dix. ASCA a été le premier satellite embarquant ce type de détecteur. Avec la bonne résolution spectrale de ses détecteurs et la gamme d’énergie étendue de ses télescopes, ASCA a ainsi ouvert la voie de la spectroscopie spatialement résolue, c’est-à-dire la capacité de mesurer précisément le spectre en chaque point de l’image. Cela a permis par exemple de cartographier pour la première fois la température du gaz dans les amas de galaxies, alors que ROSAT n’en faisait que des images.

10Cependant, les performances des compteurs à gaz pour l’étude des variations temporelles des sources très brillantes et variables restent inégalées, bien que de nouvelles technologies, utilisant des matériaux semi-conducteurs, soient en train d’émerger. Ils équipent le satellite américain Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) lancé en 1995 et dédié à l’étude de ces sources.

11Les télescopes à bord des satellites XMM-Newton (les plus performants en terme de surface collectrice), Chandra et Suzaku (lancé en 2005), actuellement en opération, sont équipés, comme l’était ASCA, de détecteurs CCDs. XMM-Newton et Chandra sont en outre équipés de réseaux à la sortie des télescopes. Ces réseaux dispersent la lumière et donnent dans le plan focal un spectre avec une résolution 20 fois meilleure que les CCDs. Ils ne permettent cependant pas de faire de la spectroscopie résolue spatialement, la source étudiée devant être ponctuelle et placée au centre du champ de vue. Le satellite japonais Suzaku est de plus équipé de détecteurs avec collimateurs, étendant la gamme d’énergie jusqu’à 700 keV.

Radiographie en périphérie des trous noirs

12L’histoire de l’astronomie X est étroitement liée à celle des trous noirs. Cygnus X-1 : le premier trou noir de masse stellaire découvert au milieu des années soixante est une des sources de rayons X les plus brillantes de notre galaxie (elle génère en rayons X autant d’énergie que 10 000 Soleils sur tout le spectre électromagnétique). Plus généralement, les trous noirs sont associés aux phénomènes les plus violents observables dans l’Univers (quasars, sursauts gamma, supernovae…), phénomènes qui sont généralement accompagnés d’une intense émission de rayons X.

13Un trou noir (voir chapitre 18), bien que par nature invisible, possède un champ de gravité tel que lorsque la matière s’en approche, elle accélère jusqu’à des vitesses proches de celle de la lumière (300 000 km/s). Dans sa chute sur le trou noir, elle s’entrechoque et s’échauffe pour finalement atteindre des températures excédant plusieurs dizaines à centaines de millions de degrés. La matière piégée et engloutie par le trou noir nous envoie donc ses derniers signaux dans le domaine des rayons X. C’est pour cette raison que l’étude des trous noirs repose principalement sur des observations effectuées en rayons X. L’astrophysique des hautes énergies s’est considérablement développée au cours des deux précédentes décennies, notamment par la place très importante qu’occupent les trous noirs dans notre compréhension globale de l’Univers. Non seulement, les trous noirs nous permettent d’étudier les phases ultimes de l’évolution stellaire (lors des supernovae), mais ils permettent aussi de tester la physique fondamentale, c’est-à-dire la Relativité Générale d’Einstein, dans des champs de gravité extrême non reproductibles en laboratoire. Enfin, ils jouent un rôle majeur dans l’évolution des galaxies et des amas de galaxies.

14La luminosité X maximale, appelée aussi limite d’Eddington, du nom du célèbre astronome anglais (Sir Arthur Stanley Eddington, 1882-1944), pouvant être générée à proximité d’un trou noir croît linéairement avec sa masse. Cette limite est atteinte lorsque la pression exercée par le rayonnement X (ou pression de radiation) sur la matière contrebalance la propre gravité du trou noir. C’est ainsi qu’une seule mesure de la luminosité X d’un système dont on connaît la distance nous donne une première indication sur la masse du trou noir central.

Fig. 2 – Représentation artistique de la source X, nommée HLX-1 (point lumineux bleu en haut à gauche du bulbe galactique). Elle est située dans la périphérie de la galaxie spirale ESO 243-49. HLX-1 est le candidat le plus sérieux détecté à ce jour, appartenant à la classe, si longtemps recherchée, des trous noirs de masse intermédiaire. Cliché Heidi Sagerud

15Trois types de trous noirs sont associés à des sources de rayons X. Les premiers sont les trous noirs supermassifs tapis au cœur des galaxies. Ils sont alimentés et grossissent par accrétion des étoiles et du gaz, situés à proximité. Leur luminosité X dépend de la quantité de matière absorbée par le trou noir : certains sont observés à des luminosités proches de la limite d’Eddington, d’autres sont sous lumineux. C’est le cas du trou noir situé au centre de la Voie lactée dans la constellation du Sagittaire (Sgr A*). Sgr A* est une source X faiblement lumineuse en rayons X, qui émet 100 milliards de fois moins d’énergie que la valeur maximale attendue pour un trou noir de ~ 4 millions de masses solaires. Mesurer la luminosité X des trous noirs supermassifs en fonction de la distance (ou de manière équivalente du temps cosmique) constitue un outil unique permettant de retracer l’historique de l’accrétion et de la croissance des trous noirs dans l’Univers. Les observations X les plus récentes avec XMM-Newton et Chandra montrent que la croissance des trous noirs s’effectue non seulement par des phases intenses d’accrétion, mais aussi au travers de la fusion de galaxies de tailles moindres, dont les trous noirs fusionnent entre eux pour former un trou noir de plus en plus massif.

16Nous trouvons ensuite les trous noirs de masse intermédiaire, révélés par l’observation de sources X, dites ultra-lumineuses, dans des galaxies voisines de la nôtre (Figure 2). Située dans le bulbe de leur galaxie hôte, leur luminosité X excède d’un facteur cent à mille la luminosité maximale des trous noirs stellaires situés dans des systèmes binaires et dont la masse n’excède pas quelques dizaines de masses solaires. Leur masse varierait donc entre quelques centaines à quelques dizaines de milliers de masses solaires. Si l’on connaît quelques dizaines de sérieux candidats, les scénarios de formation de ces objets sont mal compris. Ils pourraient être produits, soit par effondrement d’étoiles très massives, soit par condensation d’étoiles par exemple situées dans un amas globulaire, soit par fusion de trous noirs stellaires. On sait aussi très peu de choses sur la façon de les alimenter, même si l’accrétion de matière provenant d’une étoile compagnon semble l’hypothèse la plus solide. L’importance des trous noirs de masse intermédiaire provient du fait qu’ils pourraient contribuer à la croissance des trous noirs supermassifs ; les observations X sont les seules nous permettant d’identifier ces objets dans l’Univers.

Fig. 3 – Profil de la raie de fluorescence du fer à la surface d’un disque d’accrétion autour d’un trou noir de Schwarzschild (en bleu) et un trou noir de Kerr (en rouge), tel qu’elle sera observée par l’International X-ray Observatory

17Le dernier type de trous noirs est constitué des trous noirs stellaires, situés dans des systèmes binaires, appelés binaires X. C’est l’étoile compagnon qui alimente le trou noir par l’intermédiaire d’un disque dit d’accrétion, dans lequel la matière suit des orbites (quasi) circulaires et s’échauffe par friction en chutant progressivement sur le trou noir. Une vingtaine de trous noirs stellaires sont connus dans notre galaxie. Ils comptent parmi les sources X les plus brillantes du Ciel. Ce sont des sources X extrêmement variables sur de vastes échelles de temps, allant de la milliseconde à plusieurs dizaines années. La variabilité la plus rapide est aussi la plus intéressante car elle est générée au plus proche du trou noir ; là où les prédictions les plus fondamentales de la Relativité Générale dans la limite des champs de gravité extrême doivent encore être testées. La Relativité Générale prédit par exemple qu’il existe autour des trous noirs un rayon minimal, en dessous duquel la matière ne peut plus suivre des orbites circulaires ; c’est le rayon de la dernière orbite circulaire stable. Ce rayon définit à la fois le bord interne du disque d’accrétion et l’échelle de temps minimale de la variabilité temporelle. Elle est inférieure à 1 milliseconde pour un trou noir de dix masses solaires (elle croît linéairement avec la masse du trou noir et vaut donc un peu moins d’un jour pour un trou noir d’un milliard de masses solaires). Le satellite RXTE a permis récemment de mettre en évidence une signature temporelle pouvant être associée à la dernière orbitale circulaire stable au voisinage de quelques trous noirs galactiques, démontrant ainsi le potentiel des observations X pour l’étude de la Relativité Générale.

18Au-delà de sa masse, un trou noir est aussi caractérisé par son moment angulaire. Les trous noirs de moment angulaire nul (sans rotation) sont appelés trous noirs de Schwarzschild, alors que ceux possédant un moment angulaire maximal (rotation extrême) sont appelés trous noirs de Kerr. Le moment angulaire est déterminé au moment de sa création pour un trou noir stellaire, alors que pour un trou noir supermassif, il dépend essentiellement de l’historique de la croissance du trou noir. Si celle-ci a été dominée par des phases d’accrétion, le trou noir résultant devrait systématiquement posséder un moment angulaire maximal, ce qui n’est pas nécessairement le cas, si sa croissance s’est faite principalement par fusion de plusieurs trous noirs.

19De nouveau, les observations X sont actuellement le seul moyen de déterminer le moment angulaire des trous noirs. En effet, le rayon de la dernière orbite circulaire stable dépend du moment angulaire du trou noir : il est de 15 kilomètres pour un trou noir de Kerr et de 100 kilomètres pour un trou noir de Schwarzschild de dix masses solaires. Ceci signifie que le disque d’accrétion s’approche d’autant plus du trou noir que celui-ci tourne rapidement. En conséquence, pour un trou noir de Kerr, non seulement la matière peut atteindre des températures et des vitesses plus élevées, son rayonnement peut varier sur des échelles de temps d’autant plus courtes, mais elle est aussi soumise à des effets gravitationnels plus intenses ; son rayonnement subit par exemple un décalage vers le rouge plus important. Les observations X effectuées par XMM-Newton, Chandra, Suzaku et RXTE fournissent actuellement les premières mesures du moment angulaire de trous noirs stellaires et supermassifs en utilisant diverses techniques : modélisation du continuum d’émission et de la distorsion du profil de la raie du fer, étude de la variabilité temporelle rapide. Il existerait ainsi des trous noirs de Schwarzschild et des trous noirs de Kerr dans l’Univers. Il faudra cependant attendre la prochaine grande mission d’astronomie X pour obtenir des mesures plus fiables, pour un échantillon plus vaste d’objets. La figure 3 montre une raie d’émission produite par fluorescence du fer (émise à 6.4 keV) dans le cas d’un trou noir de Kerr (en rouge) et de Schwarzschild (en bleu) tel qu’elle sera observée par l’International X-ray Observatory.

Restes de supernovae

20Les supernovae (explosions d’étoiles) sont parmi les évènements les plus violents de l’Univers. En plus d’éjecter la matière de l’étoile à très grande vitesse (quelque 10 000 km/s) dans le milieu interstellaire, ces puissantes explosions peuvent aboutir à la formation d’une étoile à neutrons ou d’un trou noir. Vous trouverez une description détaillée des supernovae dans le chapitre 9. Au moment de l’explosion, la lumière émise dans le visible par la supernova concurrence celle d’une galaxie entière, mais elle décroît ensuite assez rapidement et disparaît à l’échelle de l’année. C’est alors que le reste de supernova apparaît pour plusieurs milliers d’années dans le domaine des rayons X et fournit de précieux renseignements sur la nature et la physique de telles explosions. Les éléments lourds synthétisés par la supernova sont dispersés et enrichissent le milieu interstellaire et intergalactique.

21Un reste de supernova est une structure complexe. La matière stellaire, éjectée par l’explosion, percute le milieu interstellaire environnant et le repousse comme un piston. Dans une première phase, qui dure près de mille ans, deux chocs opposés façonnent la structure. D’une part le choc de l’explosion, qui se propage vers l’extérieur dans le milieu environnant, d’autre part le choc en retour, lié à la décélération des débris stellaires, qui se propage vers l’intérieur dans la matière éjectée (éjecta). Comprimés et chauffés à des dizaines de millions de degrés par les chocs, les débris stellaires et le milieu environnant deviennent de puissants émetteurs de rayons X dits thermiques. De plus, l’onde de choc de l’explosion peut accélérer des particules (électrons et noyaux) à des vitesses relativistes. Les électrons relativistes produisent également une émission en rayons X dite émission synchrotron.

22Dans les restes de supernovae, deux populations d’électrons sont donc présentes : ceux chauffés par le choc et ceux accélérés à des vitesses relativistes. Ils produisent différents rayonnements X qui donnent accès aux conditions thermodynamiques et aux processus physiques qui ont lieu dans ces sources. Les satellites XMM-Newton et Chandra ont apporté une moisson de résultats nouveaux dans ce domaine, dont nous présentons ci-dessous des extraits.

Matière synthétisée dans les explosions d’étoile

23C’est grâce au chauffage des éjecta par l’onde de choc en retour que la matière synthétisée par la supernova devient observable en rayons X. Elle émet alors un continu dit thermique (dû au freinage des électrons par les noyaux des éléments) et de nombreuses raies spectrales. Ces raies sont dues au changement d’orbite des électrons attachés aux éléments « lourds » (comme le silicium, le soufre et le fer), qui sont produits lors de l’explosion de la supernova. Elles fournissent des renseignements cruciaux sur la composition des éjecta et les conditions qui y règnent (température, état d’ionisation). La figure 4 présente l’image X du reste de Tycho. En vert, l’émission provient essentiellement du silicium alors qu’en rouge elle correspond à l’émission du fer. L’analyse du spectre permet en particulier de déterminer la nature de la supernova en distinguant les explosions thermonucléaires de celles dues à un effondrement gravitationnel (voir chapitre 9). Les premières sont identifiées par la présence d’une grande quantité de fer dans leur éjecta, tandis que les secondes possèdent une large fraction d’oxygène. Le spectre du reste de Tycho, montré en figure 4, révèle la présence d’éléments lourds très ionisés (ayant perdu une très grande partie des électrons de leur cortège électronique). La quasi-absence d’oxygène signe une explosion thermonucléaire. Des études de restes de supernova, dans la Voie lactée et le grand Nuage de Magellan (galaxie satellite de la nôtre), ont mis en évidence une nouvelle classe de supernovae thermonucléaires pour laquelle le progéniteur (étoile d’origine) pourrait être beaucoup plus massif et plus jeune que prévu. Les observations en rayons X ont également révélé la présence de raies d’éléments rares (chrome, manganèse) dans le spectre de jeunes restes. Pour les explosions thermonucléaires, la quantité relative de magnésium par rapport au chrome est un indicateur du degré d’enrichissement en éléments lourds (métallicité) du progéniteur. Cette métallicité est un élément clé pour la compréhension des supernovae et de l’évolution des galaxies

Fig. 4 – Image composite (en haut) et spectre en rayons X (en bas) du reste de supernova de Tycho, dont l’explosion fût observée en 1572 par l’astronome danois Tycho Brahe. Cette image (Cliché NASA/CXC/Rutgers/J. Warren & J. Hughes et al.), obtenue par le satellite Chandra près de 430 ans après l’explosion, illustre clairement l’action de deux mécanismes (chauffage/accélération) : l’émission synchrotron des électrons relativistes (en bleu) et l’émission thermique des éjecta chauffés, notamment du silicium (en vert) et du fer (en rouge) synthétisés par la supernova. Le spectre, obtenu par le satellite européen XMM-Newton (ESA/CEA/Decourchelle et al.), est constitué d’une émission continue et de nombreuses raies d’émission provenant des éléments « lourds » (magnésium, silicium, soufre, argon, calcium, fer) synthétisés par la supernova

24La capacité de spectroscopie X spatialement résolue des télescopes X actuels permet de cartographier la répartition spatiale des éléments dans les éjectas et leur vitesse (mesure de décalage par effet Doppler des raies). L’astronomie X fournit ainsi un nouvel éclairage sur les mécanismes d’explosion (leur asymétrie et les mélanges entre les couches des éléments synthétisés) et la dispersion des éjecta dans le milieu interstellaire. Elle fournit des renseignements sur des processus physiques tels que le développement d’instabilités à l’interface entre la matière éjectée et le milieu ambiant. À l’aide de puissants calculateurs, des simulations numériques de l’évolution à trois dimensions du reste de supernova sont effectuées et confrontées aux observations.

Accélération de particules au choc et origine des rayons cosmiques galactiques

25Les rayons cosmiques galactiques sont des particules – noyaux et électrons – qui se déplacent dans notre Galaxie à des vitesses relativistes. Bien qu’ils fussent découverts il y a près d’un siècle (en 1912 par Victor Hess), la question de leur origine est loin d’être résolue et soulève des questions d’actualité sur la nature des sources d’énergie capables de maintenir cette population, sur le mécanisme d’accélération mis en jeu et sur l’énergie maximale que ce mécanisme confère aux particules. Avec l’astronomie gamma de très haute énergie, l’astronomie X est l’une des principales voies pour répondre à ces questions. Dans les restes de supernovae, qui constituent actuellement la source la plus prometteuse de production des rayons cosmiques galactiques, l’émission synchrotron en rayons X a révélé l’existence d’électrons à des énergies de dizaines de Tera (1012) eV. Cette population d’électrons très énergétiques trace les sites d’accélération et suit ainsi l’onde de choc, comme l’illustre la figure 4 où l’émission synchrotron apparaît en bleu dans l’image. En effet, à ces énergies très élevées, les électrons perdent très rapidement leur énergie (d’autant plus vite que le champ magnétique est élevé) et n’existent ainsi que très près de leur site d’accélération. Les observations X ont ainsi révélé que le champ magnétique pouvait être des dizaines de fois plus élevé au choc et ont indiqué que l’énergie maximale à laquelle les électrons étaient accélérés dépendait de l’orientation du champ magnétique. Enfin, elles ont montré que le processus d’accélération prenait une partie importante de l’énergie du choc, limitant d’autant le chauffage du gaz. En conclusion, les observations fines effectuées aujourd’hui en rayons X apportent des informations uniques sur l’accélération des particules et leur impact sur l’évolution des restes de ces étoiles explosives.

Fig. 5 – Image de l’amas de galaxies A2240. Cette image composite montre les galaxies observées dans le visible avec le télescope de 2.2 mètres de l’European Southern Observatory (en vert) et le gaz chaud observé en rayons X avec XMM-Newton (en jaune/rouge). L’image du gaz révèle que cet amas est en fait composé de deux amas plus petits, centrés sur les deux plus grosses galaxies et d’un troisième groupe en haut à gauche, qui sont en train de fusionner. Clichés J. L. Sauvageot (CEA, Service d’Astrophysique) et S. Maurogordato (OCA-CNRS)

Les grandes structures de l’Univers : amas de galaxies

26Un amas de galaxies est un ensemble d’une dizaine jusqu’à plusieurs milliers de galaxies. Le nom « amas de galaxies » est cependant un peu trompeur, car les galaxies contribuent seulement pour un petit pourcentage, environ 5 %, à la masse totale. La plupart de la masse de l’amas est constituée en effet de matière noire. Ce type de matière n’est connu à ce jour que par l’attraction gravitationnelle qu’elle engendre et sa nature constitue aujourd’hui une des plus grandes énigmes de l’astrophysique. Outre les galaxies et la matière noire, les amas comportent une troisième composante, le milieu intra-amas, constitué de gaz chaud situé entre les galaxies. Ce milieu représente environ 15 % de la masse totale d’un amas de galaxies. Sa température est généralement comprise entre quelque 10 millions et 100 millions de degrés. La densité de ce plasma est par contre faible, de l’ordre de quelques particules par 100 cm cube au centre à environ 1 000 fois moins au bord. Un gaz ténu à de telles températures émet essentiellement des rayons X, comme les restes de supernovae. Typiquement on observe l’émission X d’un amas jusqu’à environ 5 000 années lumières de son centre. La figure 5 montre un amas de galaxies vu en rayons X superposé à son image dans le visible.

27Le modèle de formation des galaxies et des amas de galaxies repose sur le concept de formation hiérarchique des structures dans l’Univers. Celui-ci est constitué à 85 % de matière noire, matière initialement distribuée de façon presque homogène. Ce sont les petits écarts à l’homogénéité qui sont à l’origine des structures observées. Sous l’effet de la gravitation, les zones les plus denses s’effondrent sur elle-même et attirent la matière environnante tandis que les zones les moins denses se vident progressivement. L’Univers devient ainsi de plus en plus structuré au fil du temps. Ce sont les petites surdensités qui s’effondrent d’abord, aboutissant à la formation des premières étoiles et galaxies. Les premiers groupes de galaxies apparaissent plus tard, environ 3 milliards d’années après le Big Bang. Les amas se forment et grossissent depuis cette époque en capturant continûment la matière environnante et en fusionnant occasionnellement entre eux. Les amas de galaxies sont ainsi la manifestation la plus récente de cette formation hiérarchique des structures. Situés au croisement des filaments cosmiques de matière noire, ce sont les ‘ objets les plus grands et les plus massifs de l’univers, 500 à 10 000 fois plus massifs que notre galaxie. L’étude des amas de galaxies et de leur évolution au cours du temps, permet de mieux comprendre les processus physiques complexes qui régissent la formation des structures de l’Univers, tant pour la matière visible que pour la matière noire.

28L’observation en rayons X avec les observatoires modernes tels que XMM-Newton et Chandra a joué un rôle central dans les progrès récents de ce domaine. La très grande surface collectrice des télescopes de XMM-Newton en fait un instrument puissant pour détecter et étudier les amas lointains. L’amas le plus lointain connu à ce jour, XMMXCS 2215-1738, observé quand l’Univers avait le tiers de son âge actuel, a ainsi été découvert avec XMM-Newton. Ces observatoires permettent non seulement de faire des images, c’est-à-dire de cartographier la distribution du gaz, mais aussi de déterminer le spectre d’émission X en chaque point de l’amas, et donc aussi de cartographier la température du gaz.

29Ces mesures permettent de calculer de combien la pression du gaz diminue du centre de l’amas au bord. Quand l’image de l’amas est régulière, cela indique que l’amas est à l’équilibre. Dans ce cas, les forces de gravitation engendrées par la matière noire contrebalancent la pression du gaz. On peut ainsi déterminer la distribution de la matière noire dans les amas à partir des observations XMM-Newton et Chandra. Cette distribution est remarquablement en accord avec les prédictions des modèles de formation des amas dans un univers constitué essentiellement de matière noire.

30Si nous comprenons maintenant bien la formation et l’évolution des amas en tant que grandes structures de matière noire, ce n’est pas le cas pour le comportement de la matière visible, beaucoup plus complexe que celui de la matière noire. Les cartes de la température du gaz obtenues avec XMM-Newton et Chandra montrent que certains amas sont bien en train de fusionner, conformément au scénario de formation hiérarchique. Elles montrent aussi toute la violence et la complexité de ce phénomène. Lors de la fusion d’amas, l’énergie de la collision est dissipée dans des chocs qui chauffent le gaz et génèrent de la turbulence. On détecte aussi dans certains amas en fusion une émission radio synchrotron, qui révèle la présence de particules ayant des vitesses relativistes. Les ondes de choc et la turbulence servent probablement aussi à l’accélération de ces particules.

31Le gaz et la matière noire vont progressivement se stabiliser pour former un nouvel amas à l’équilibre, plus massif et plus chaud. Cependant si on observe ces amas à l’équilibre, on constate que l’énergie du gaz est plus grande que prévue par le simple chauffage du gaz lors de la formation hiérarchique des amas. L’origine de ce surplus d’énergie reste mal comprise, différents processus outre la gravité pouvant modifier le bilan thermique du gaz. D’une part, celui se refroidit par rayonnement. D’autre part, les explosions de supernovae et l’activité des trous noirs au centre des galaxies peuvent injecter de l’énergie dans le milieu intergalactique. L’évolution du gaz dans les amas est donc affectée par celle des galaxies. Inversement, l’évolution des galaxies dépend de leur environnement, elle est différente pour les galaxies d’amas et pour les galaxies isolées. Par exemple les galaxies, quand elles se déplacent dans le milieu intra-amas, peuvent être dépouillées de leur gaz interstellaire et ainsi ne plus pouvoir former de nouvelles étoiles.

Perspectives

32Si l’astronomie X vit aujourd’hui un âge d’or avec trois grands observatoires en opération (XMM-Newton, Chandra et Suzaku), il est déjà temps de préparer les observatoires X futurs. Les premiers trous noirs formés dans l’Univers, la formation et l’évolution des grandes structures (les amas de galaxies), l’évolution conjointe des trous noirs et des galaxies, la physique des objets compacts (trous noirs et étoiles à neutrons), l’enrichissement chimique de l’Univers constituent des thèmes scientifiques identifiés comme prioritaires par la communauté scientifique, et pour lesquels une future grande mission d’astronomie X est indispensable. Comme dans les autres longueurs d’onde, tout progrès nécessite d’augmenter les surfaces collectrices de photons pour permettre l’étude d’objets distants et de faibles intensités. Ensuite, une amélioration de la résolution spectrale et temporelle des détecteurs est indispensable pour mieux comprendre les processus physiques dans ces objets. De plus, il faut préserver un champ de vue relativement grand (dizaine de minutes d’arc) pour observer des objets étendus ou détecter des objets peu nombreux sur le ciel (quasars très distants), ainsi qu’une résolution angulaire suffisante pour distinguer les sources individuellement. L’extension des capacités d’imagerie aux X-durs (quelques dizaines de keV) est aussi une voie à explorer (elle le sera avec les missions NuStar et NEXT), car elle ouvre une fenêtre sur les objets enfouis dans de la poussière et une grande variété de processus non-thermiques, opérant en particulier dans les restes de supernovae. Comme par nécessité, l’astronomie X est spatiale, elle implique des moyens financiers importants. Il n’est donc pas surprenant que l’Europe, les États-Unis et le Japon se soient associés autour de l’International X-ray Observatory (IXO), proposé respectivement à l’Agence Spatiale Européenne, à la NASA et à l’Agence Spatiale Japonaise comme le successeur des trois grandes missions X actuellement en opération. En termes de performances, IXO est la contrepartie spatiale dans le domaine des rayons X des grands observatoires sol, qui suivront par exemple le Very Large Telescope ; la synergie entre les différentes longueurs d’onde étant indispensable à la compréhension des sources astrophysiques dans leur globalité.

33La surface collectrice d’IXO est trente fois supérieure à celle d’XMM-Newton, et sa palette d’instruments lui permettra en particulier de faire de l’imagerie grand champ, de la spectroscopie à très haute, haute et moyenne résolution, d’étudier la variabilité temporelle des sources X les plus brillantes du Ciel, et de faire des mesures de polarisation du rayonnement X. Comme très souvent en science, le plus intéressant étant dans l’inattendu, grâce à ses performances et aux objets extrêmes qu’il observera, IXO possède un espace de découvertes immense devant lui. Nul doute que ses observations susciteront autant d’interrogations, toujours plus fascinantes, qu’elles n’apporteront de réponses aux grandes questions de l’astrophysique moderne.

Table des illustrations

Légende Fig. 1 – Le satellite XMM-Newton lors des tests de déploiement des panneaux solaires à l’Agence spatiale européenne. Les détecteurs (situés en haut sur l’image) sont placés au plan focal des télescopes (en bas), à 7.5 mètres de distance de ceux-ci. Lancé le 10 décembre 1999 par la fusée Ariane 5, XMM-Newton mesure 10 m de longueur, 16 m d’envergure pour 4 m de diamètre et pèse 3,8 tonnes environ. C’est le plus grand satellite d’observation astronomique jamais lancé par l’ASE. Cliché ASE
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Légende Fig. 2 – Représentation artistique de la source X, nommée HLX-1 (point lumineux bleu en haut à gauche du bulbe galactique). Elle est située dans la périphérie de la galaxie spirale ESO 243-49. HLX-1 est le candidat le plus sérieux détecté à ce jour, appartenant à la classe, si longtemps recherchée, des trous noirs de masse intermédiaire. Cliché Heidi Sagerud
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Légende Fig. 3 – Profil de la raie de fluorescence du fer à la surface d’un disque d’accrétion autour d’un trou noir de Schwarzschild (en bleu) et un trou noir de Kerr (en rouge), tel qu’elle sera observée par l’International X-ray Observatory
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11580/img-3.jpg
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Légende Fig. 4 – Image composite (en haut) et spectre en rayons X (en bas) du reste de supernova de Tycho, dont l’explosion fût observée en 1572 par l’astronome danois Tycho Brahe. Cette image (Cliché NASA/CXC/Rutgers/J. Warren & J. Hughes et al.), obtenue par le satellite Chandra près de 430 ans après l’explosion, illustre clairement l’action de deux mécanismes (chauffage/accélération) : l’émission synchrotron des électrons relativistes (en bleu) et l’émission thermique des éjecta chauffés, notamment du silicium (en vert) et du fer (en rouge) synthétisés par la supernova. Le spectre, obtenu par le satellite européen XMM-Newton (ESA/CEA/Decourchelle et al.), est constitué d’une émission continue et de nombreuses raies d’émission provenant des éléments « lourds » (magnésium, silicium, soufre, argon, calcium, fer) synthétisés par la supernova
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11580/img-4.jpg
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Légende Fig. 5 – Image de l’amas de galaxies A2240. Cette image composite montre les galaxies observées dans le visible avec le télescope de 2.2 mètres de l’European Southern Observatory (en vert) et le gaz chaud observé en rayons X avec XMM-Newton (en jaune/rouge). L’image du gaz révèle que cet amas est en fait composé de deux amas plus petits, centrés sur les deux plus grosses galaxies et d’un troisième groupe en haut à gauche, qui sont en train de fusionner. Clichés J. L. Sauvageot (CEA, Service d’Astrophysique) et S. Maurogordato (OCA-CNRS)
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11580/img-5.jpg
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Auteurs

Astrophysicienne au Service d’Astrophysique du Commissariat à l’énergie atomique de Saclay. Ses travaux portent sur les amas de galaxies, principalement à partir des observations en rayons X, mais aussi des observations du satellite Planck. Elle est présidente du Comité des utilisateurs du satellite XMM-Newton et du Conseil Scientifique du Programme National de Cosmologie et Galaxies. Elle est également membre du groupe de travail scientifique pour le projet International X-ray Observatory

Astrophysicien, est directeur de recherche du CNRS au Centre d’étude spatiale des rayonnements (CESR, université de Toulouse). Il étudie les objets compacts (trou noir et étoile à neutrons) à partir des observations effectuées en rayons X. Ses travaux lui valurent la médaille de bronze du CNRS en 2003. Après avoir travaillé sur SIGMA et XMM-Newton, il est impliqué aujourd’hui dans la réalisation du télescope ECLAIRs pour la mission sino-française SVOM, et coordonne parallèlement les études de la future grande mission d’astronomie X : l’International X-ray Observatory. Il préside actuellement le groupe thématique d’astronomie et d’astrophysique du Centre national d’Études spatiales

Astrophysicienne au Service d’Astrophysique du Commissariat à l’énergie atomique de Saclay. Ses travaux portent sur les restes de supernovae et leur émission en rayons X, d’un point de vue observationnel et de modélisation. Elle coordonne actuellement un grand programme d’observation en rayons X par XMM-Newton du reste de la supernova SN 1006 et fait partie des scientifiques associés au projet IXO, l’International X-ray Observatory. Elle est membre du groupe thématique d’astronomie de l’Agence spatiale européenne

© CNRS Éditions, 2010

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