XMM-Newton
Un observatoire du rayonnement X
Télescope de l’Agence Spatiale Européenne destiné à étudier le rayonnement X des objets célestes. 
ESA space telescope for X-ray study of celestial objects. 
 

Un observatoire du rayonnement X


L'observatoire XMM-Newton (XMM pour X-Rays multi Mirror Mission) est un télescope de l'Agence Spatiale Européenne (ESA) destiné à étudier le rayonnement X des objets célestes. 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 gros satellite d'observation de rayons X  jamais mis en orbite.

XMM-Newton est un satellite doté d'une exceptionnelle sensibilité en spectroscopie (finesse des analyses), associée à une bonne résolution angulaire (finesse des images) et d'un large champ d'observation. Les observations d'XMM-Newton permettent de faire progresser des thèmes astrophysiques aussi variés que l'étude des étoiles jeunes au coeur des nuages denses, la physique des trous noirs et des étoiles à neutrons, la production et la circulation des éléments lourds dans l'Univers, la quantité et la distribution de matière noire dans l'Univers, la formation et l'évolution des grandes structures ou encore la nature du fond diffus X.

 
XMM-Newton

A gauche : Vue d'artiste du satellite XMM-Newton (crédit ESA).
A droite : Un des trois miroirs de XMM-Newton (crédit ESA).

 

En France, trois laboratoires coordonnés par le Centre National d'Etudes Spatiales (CNES), dont l'Irfu (Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers) du CEA/Saclay ont travaillé à la réalisation des instruments du satellite et à leur étalonnage. Le CEA a participé à la réalisation de la caméra EPIC, le principal instrument d'XMM-Newton et est également fortement impliqué dans le centre de surveillance scientifique (SSC). Les chercheurs du CEA participent très activement à l'exploitation scientifique des données dans des domaines très variés allant de l'étude des restes de supernova à celle des grandes structures de l'Univers.

 
XMM-Newton

A gauche : La caméra MOS du spectro-imageur EPIC constitue l'un des plans de détection du télescope XMM-Newton. Elle est formée de 7 CCD sensibles au rayonnement X (crédit ESA). A droite :Carte de l'émission en rayons X du vestige de supernova SN1006 obtenue par le satellite XMM-Newton (crédit CEA/SAp).

La mission XMM-Newton est financée par l'ESA jusqu'à 2020.

 
#1028 - Màj : 02/05/2019
En chiffres
XMM-Newton en chiffres

Télescopes / Miroirs

Nombre de télescopes 3
Conception 58 coques (en nickel) concentriques coalignées, chaque coque est recouverte d'une couche réfléchissante en or
Longueur 60 cm
Diamètre de 30 cm à 70 cm pour le mirroir extérieur
Distance focale 7,5 m
Poids 420 kg chaque module
   

EPIC

 
Caméras 2 caméras MOS, chacune constituée de 7 CCD (600x600  pixels, 40 micromètres)
1 caméra PN constituée de 12 CCD (200x64 pixels, 150 micromètres)
Domaine spectral 0.15 - 15 keV
Champ de vue 30 minutes d'arc de diamètre
Résolution en énergie FWHM (largeur à mi-hauteur) : 80 eV à 1 keV, 150 eV à 6.4 keV
Résolution angulaire 6 secondes d'arc FWHM (largeur à mi-hauteur)
Sensibilité 2x10-15 ergs cm-2s-1  en 10 ks dans la bande 0.5-2 keV
1x10-14 ergs cm-2s-1  en 10 ks dans la bande  2-10 keV
Résolution temporelle 30 microsecondes pour la caméra PN, 1.5ms pour la caméra MOS
Température de fonctionnement –120°C pour EPIC/MOS, –90°C pour EPIC/PN
   

RGS

 
Caméras 2 caméras; chacune est constituée de 9 CCD (1024 X 384 pixels de 27 micromètres) 
Domaine spectrale 0.33 - 2.5 keV (5-38 Å)
Champ de vue 5 minutes d'arc de largeur
Résolution en énergie 0.07Å (FWHM) entre 5 et 35Å (resp. 2.5 et 0.35 keV)
Sensibilité 8x10-5 photons cm-2s-1 E=0.57 keV (OVII) en 10 ks
Résolution temporelle 16 ms
Température de fonctionnement –110°C
   

Moniteur optique (OM)

 
Diamètre du miroir 30 cm
Monture Ritchey-Chretien
Ouverture  f/12.7
Détecteur galette à micro-canaux (MCP) couplée à un CCD  (MICs)
Couverture spectrale de 170 nm à 650 nm
Champ de vue 17 minutes d'arc de côté
Sensibilité 20.7 mag (filtre B) en 1000 s
Résolution temporelle 0.5 s
   

Satellite

 
Lancement 10 décembre 1999 par une fusée Ariane 5
Orbite orbite elliptique très allongée (7 000 km de périgée et 114 000 km d'apogée), inclinaison 40o
Période de révolution 48 heures
Durée de vie de la mission 10 ans minimum

 

 
#1110 - Màj : 01/05/2005
XMM/EPIC

L'instrument EPIC et le CEA 

Contact : 


 

Le CEA a participé à la réalisation d'EPIC, le principal instrument d'XMM-Newton et est impliqué fortement dans le centre de surveillance scientifique (SSC).

Concernant EPIC, le CEA a pris à sa charge :
-  la conception, la réalisation , les tests et la livraison des contrôleurs dits EMCR (Epic Mos CCD Controler and Recognition unit) qui gèrent les modes de fonctionnement des caméras Mos CCD et en pilote l'électronique de commande. Il gère ainsi les différents modes de lecture des 7 CCD qui composent le plan focal et reconnaît, analyse et étiquette en « temps réel » les évènements X à partir des charges collectées individuellement sur chacun des 2 520 000 pixels constitutifs de ce plan focal. Les choix des composants associés aux techniques de réduction de poids et de puissance, ainsi que les choix d'architecture et de redondance électronique permettent une espérance de vie de 90% pour 10 ans passés sur une orbite fortement radioactive 
-  la réalisation des convertisseurs de puissance dits EMVC (EPIC MOS Voltage Converter). Ils ont la tâche moins noble scientifiquement mais essentielle de générer et distribuer 10 sources d'alimentation au travers de la chaîne d'acquisition avec tous les impératifs de sûreté de fonctionnement et de protection imposés par les constituants de la chaîne et du satellite. L'EMVC ne doit pas générer ou véhiculer de bruit vis-à-vis des charges collectées sur le plan focal qui sont de l'ordre de quelques électrons. Avec un rendement global supérieur à 70% et une espérance de vie de 10 ans, l'EMVC est l'objet d'une prestation industrielle d'une très grande maîtrise ;
-  le développement d'ASIC (techniques de réduction de poids et puissance) pour application spatiale ;
-  le développement des bancs de tests ;
-  la conduite et l'analyse des mesures d'étalonnage (station synchrotron IAS/LURE) ;

 
#1131 - Màj : 02/05/2019
XMM/SSC
Survey Science Center

Le projet SSC

Présentation générale

Chaque astronome utilisant le télescope XMM est principalement intéressé par un astre particulier, qui a fait l'objet de sa proposition d'observation. Mais grâce à sa sensibilité, XMM / EPIC détectera des dizaines de sources de rayonnement X secondaires (en plus de la cible de l'observation) dans son champ de vue. A raison de quelques observations par jour, ceci conduira à plusieurs dizaines de milliers de sources, dès la première année d'XMM. La plupart de ces sources secondaires seront des sources non encore répertoriées, pour beaucoup des noyaux actifs de galaxies. XMM a donc le potentiel de générer une très importante base de données de sources, qui formera un échantillon représentatif du ciel dès lors qu'on retire les sources liées à la cible de chaque observation. Ce sont des analyses systématiques de cette base de données qui permettront de tirer parti au mieux des résultats.

 
XMM/SSC

Simulation d'une observation longue (3 jours) avec XMM / EPIC dans la bande 2 à 6 keV, d'un champ au hasard dans le ciel.

Dans le souci de faciliter l'utilisation de cette grande quantité de données, l'Agence Spatiale Européenne (ESA) a décidé de confier à un Survey Science Center (SSC) le rôle d'analyser systématiquement toutes les données d'XMM. Le consortium dirigé par M. Watson de l'Université de Leicester (GB) auquel le SAp participe a été sélectionné officiellement pour ce rôle au Science Program Committee du 21 février 1996. La fonctionnalité du SSC a existé dans les projets précédents tels que EINSTEIN ou ROSAT, mais s'est développée a posteriori et a été distribuée sur de nombreux participants. XMM est le premier projet X pour lequel une telle tâche est programmée longtemps avant le lancement, et confiée à un consortium unique assurant l'homogénéité des résultats.

Plus précisément, les fonctions du SSC sont les suivantes:

  • traiter systématiquement toutes les données des trois instruments d'XMM (EPIC, RGS, OM) de manière homogène sur toute la durée de la mission. Ceci permettra en outre de vérifier le bon fonctionnement des logiciels d'analyse, et de mettre en évidence d'éventuelles modifications des performances des instruments.
  • rechercher et caractériser toutes les sources du champ et si possible les identifier dans des bases de données existantes.
  • effectuer des observations de suivi optique (avec des télescopes au sol) pour chercher à identifier les sources pour lesquelles aucune contrepartie n'a été trouvée.
  • mettre toutes ces informations à la disposition de la communauté par l'intermédiaire de la base de données XMM gérée par l'ESA.

Le produit fini se présentera sous la forme d'un catalogue des sources détectées avec leurs caractéristiques (spectrale, temporelle, spatiale, recherche d'identification).

 

Organisation du travail

Le logiciel d'analyse des données est le même que celui qui sera fourni à tous les utilisateurs. Il est développé sous la responsabilité du Science Observation Centre (SOC) d'XMM a l'ESA. Le principe de l'analyse est inspiré de ce qui a été fait pour le satellite ASCA, qui utilisait également des détecteurs CCD. Les routines scientifiques sont écrites directement par le SOC et le SSC, à partir d'informations fournies par les groupes responsables des instruments.

En pratique, le SSC est un consortium de laboratoires européens:

  • L'Université de Leicester (maître d'oeuvre) se charge de procéder à l'analyse systématique des données, de l'archivage des données XMM, des communications avec le SOC et de l'organisation générale du projet.
  • Le Mullard Space Science Laboratory (MSSL) se charge de fournir les logiciels pour l'analyse des données du Moniteur Optique, et de la coordination du suivi optique.
  • L'Astrophysikalisches Institut Potsdam ( AIP) se charge de fournir les logiciels de recherche des sources de rayonnement X dans les cartes.
  • Le Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE) se charge de fournir les logiciels pour l'analyse des données du détecteur EPIC/PN, et le logiciel de vérification (visuelle) des résultats.
  • L'Observatoire Astronomique de Strasbourg (OAS) assure la recherche d'identification des sources dans les catalogues existants, grâce au Centre de Données astronomiques de Strasbourg (CDS) qui incorpore au fur et à mesure de leur disponibilité les nouvelles bases de données.
  • L'Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP)  se charge de fournir les logiciels d'analyse temporelle des sources. Depuis 2013 et l’arrêt du financement anglais pour le SSC, l’IRAP a repris la coordination du SSC.

Le suivi optique tirera parti de toutes les ressources accessibles aux membres du consortium (en Grande-Bretagne, en France et en Allemagne).

Pour notre part, nous avons au SAp une expérience certaine de l'analyse des données (avec SIGMA, ISOCAM). Le CEA/Irfu réalise le projet MEGACAM au CFHT (Hawaii), qui répond aux besoins de l'identification optique au sol. Surtout, le groupe X participe également à XMM/EPIC, et a donc une bonne connaissance de la nature des données qui seront reçues par XMM.

Nous fournissons l'ensemble de logiciels permettant d'analyser les données du détecteur EPIC/MOS (celui dans lequel le groupe X est impliqué), depuis les données de base (reçues du satellite) jusqu'à une liste de photons utilisable pour construire des cartes, des spectres et des séries temporelles.

Nous assurons aussi les tests de tous les logiciels produits par Leicester, l' AIP, le MPE, l'OAS, ainsi que des logiciels permettant d'analyser les données du RGS (fournis pour la plupart par le SOC). Ces logiciels sont enchaînés automatiquement pour l'analyse systématique, et nous testons aussi cet aspect. Les tests sont effectués d'une part sur des résultats d'étalonnage, et d'autre part sur des données simulées avec le Simulateur Scientifique d'XMM(Scisim).


Auteur:
Mise en page: David Landriu
 
#1132 - Màj : 02/05/2019
Instruments
XMM-Newton : Instruments

Principe de détection

Pour réaliser une image d'un faisceau de rayons X il faut le focaliser. Mais les rayons X, très pénétrants, traversent les matériaux. Dès lors, les configurations habituelles des télescopes ne peuvent s'appliquer. Dans le télescope XMM-Newton, la focalisation est assurée par une configuration géométrique particulière dite de Wolter  (voir schéma ci-dessous) combinant un miroir de section parabolique prolongé d'un miroir à section hyperbolique. Les photons X sont successivement déviés sous incidence rasante par les deux types de miroirs puis convergent au plan focal. Les miroirs eux-mêmes sont constitués d'un assemblage de coques cylindriques sur lesquelles se réfléchissent les photons. Ces coques ont une distance focale de 7,5 m, choisie pour garantir une bonne efficacité à haute énergie. La surface collectrice très importante est obtenue par le nombre de coques.

 
Instruments

A gauche Schéma de principe de 2 des 3 télescopes de XMM-Newton. Les photons X incidents sont déviés sous incidence rasante par les miroirs concentriques puis séparés pour moitié vers le plan focal constitué du spectromètre à haute résolution RGS et pour moitié vers le spectro-imageur EPIC/MOS. Le troisième télescope ne possède pas de système dispersif et la totalité du flux lumineux incident est focalisé sur le plan de détection EPIC/PN (cliquer pour agrandir). (crédit ESA)
A droite Photo d'un miroir de XMM-Newton. Chaque miroir est composé de 58 coques concentriques, chacune recouverte d'une fine couche d'or. La coque la plus externe a un diamètre de 70 cm. Le satellite embarque 3 miroirs identiques (cliquer pour agrandir). (crédit ESA)

XMM-Newton possède 3 télescopes, chacun constitué de 58 coques concentriques coalignées en nickel (0,5 à 1 mm d'épaisseur) et recouvertes d'une fine couche d'or. Chaque télescope, d'une longueur de 60 cm et d'un diamètre de 70 cm, possède son propre plan focal et sa propre chaîne d'acquisition. En raison de la grande surface collectrice ainsi obtenue, les télescopes d'XMM-Newton sont des instruments très sensibles.

Les instruments de XMM-Newton

XMM-Newton permet d'une part de réaliser des images du ciel en rayons X, en visible et en ultraviolet afin de détecter de nouvelles sources et d'autre part d'analyser, grâce à des spectromètres, la répartition de la lumière émise en rayons X.

Des détecteurs capables de récolter l'information tant spatiale que spectrale contenue dans l'image du ciel en rayons X ainsi formée (caméra EPIC) sont situés au foyer de chaque télescope. Deux des télescopes sont également équipés de systèmes dispersifs (réseaux par réflexion) permettant une analyse détaillée de la distribution d'énergie des sources X les plus brillantes (caméra RGS) . XMM-Newton comprend également un télescope optique (le moniteur optique OM) qui permet pour la première fois de réaliser des observations simultanées dans les domaines X et visible ou ultraviolet.

 
Instruments

A gauche, le satellite lors de la phase d'intégration à l'ESA, à droite une vue éclatée du télescope déclinant les différents instruments (cliquer pour agrandir) (crédit ESA)

  • Le spectro-imageur EPIC (European Photon Imaging Camera)

Les trois télescopes sont équipés d'une caméra EPIC (European Photon Imaging Camera) réalisée par un consortium de 10 laboratoires européens (italiens, français, allemands et britanniques) sous la direction de M. Turner (université de Leicester) avec une importante participation française (Service d'astrophysique au CEA/Saclay, l'Institut d'astrophysique spatiale d'Orsay et le Centre d'étude spatiale des rayonnements de Toulouse).

 - Deux des télescopes sont munis de réseaux. Au foyer de chacun de ces télescopes sont placées 7 caméras CCD identiques (600 X 600 pixels de 40 µm soit 1,1" sur le ciel) qui reçoivent 40 % des photons collectés par le télescope. Ces caméras sont de technologie MOS (Metal-Oxyde-Semiconductor).
-  La caméra du troisième télescope, qui ne possède pas de réseau, reçoit l'intégralité du flux de photons collecté. A son foyer sont placés 12 CCD (200 X 64 pixels de 150 µm soit 4,1" sur le ciel). Ces caméras sont à jonction p-n.

 
Instruments

A gauche une des deux caméras MOS (constituée de 7 CCD), à droite la caméra PN, elle formée de 12 CCD. Dans chaque cas la position du photon X détecté, son énergie ainsi que son temps d'arrivée sont transmis au sol. (crédits ESA/MPE)

En combinant les deux technologies MOS et jonction p-n, on optimise les performances et la fiabilité de l'ensemble. Ces caméras CCD ont été développées spécifiquement pour une utilisation en rayons X et en environnement spatial (tenue aux rayons cosmiques). La résolution spectrale des caméras est de 80 eV à 1 keV et de 150 eV à 6.4 keV. Une telle résolution est atteinte en refroidissant les CCD à des températures de –100°C.

  • Le spectromètre à haute résolution (RGS)

Deux des trois télescopes sont équipés d'un spectromètre réalisé par un consortium néerlandais, anglais, américain et suisse. Cet instrument permet de faire une analyse du spectre X détecté par le télescope et d'identifier ainsi les éléments présents, ainsi que leur forme chimique. De nombreuses raies dont le rôle comme diagnostic astrophysique est important se trouvent dans la bande d'énergie du RGS, notamment les raies du Fer, Nickel, Azote, Oxygène, Néon, magnésium… 40% des photons collectés sont interceptés par un ensemble de 202 réseaux placés à la sortie du télescope. Ces réseaux dispersent le faisceau avec un angle qui dépend de la longueur d'onde ou énergie du photon incident. Une caméra constituée de 9 CCD (1024 X 384 pixels de 27 micromètres) détecte alors le faisceau diffracté.  Le spectromètre est sensible dans la bande d'énergie 0,35 à 2,5 keV (5 à 38 Å). Son pouvoir de résolution (noté E/delta_E) est de 290 à 10 Å, de 520 à 20 Å, et de 800 à 35 Å.

  • Le moniteur optique (OM)

Le moniteur optique est réalisé par un consortium anglais, belge et américain. Il comporte un télescope de 30 cm de diamètre avec une ouverture de 12,7. La sensibilité du télescope est équivalente  à celle d'un télescope de 4 m de diamètre au sol. L'OM est primordial pour l'étude des corrélations entre les propriétés X et optiques des sources détectées par EPIC, leur classification et leur identification. Il améliore également le suivi de la direction de pointage, très utile pour l'analyse des données X. Le télescope permet des observations simultanées multi-longueur d'onde des sources X variables en évitant les contraintes des observations coordonnées sol-espace comme le mauvais temps ou les plannings d'utilisation. Chaque observation fournit des données optiques sur toutes les sources X détectées situées dans le champ couvert par l'OM.

  • La gestion des données

Un centre d'opération scientifique, le SOC (Science Operation Center), sous la responsabilité de l'ESA, est l'interlocuteur des observateurs. Il est responsable de la base de données d'XMM-Newton, du suivi et de l'actualisation des données d'étalonnage, de la réalisation de logiciels permettant l'analyse des données et de leur distribution aux observateurs.

Afin de faciliter l'utilisation de cette grande quantité, l'ESA a confié à un centre de surveillance scientifique, le SSC (Survey Science Center), le rôle d'analyser systématiquement ces données. Le SSC est placé sous la responsabilité de l'Université de Leicester (Grande-Bretagne), dans le cadre d'une collaboration entre la Grande-Bretagne, la France et l'Allemagne, avec une forte participation française (Observatoire de Strasbourg, Service d'astrophysique du CEA, CESR). Ce consortium unique assure l'homogénéité des résultats.

Le SOC et le SSC sont co-responsables à raison de 50% chacun de la réalisation des logiciels destinés à l'analyse des données.

Le premier catalogue de sources, rendu public en 2003, recense plus de 30000 sources X. Il s'enrichit sans cesse à raison de 25000 à 30000 sources par an et devient ainsi le plus grand catalogue de sources X cosmiques.

 
#1115 - Màj : 02/05/2019
Science
XMM

Bref rappel historique de l'astronomie X

Depuis les années 40, l'émission de rayons X par le soleil est connue. En 1962, les scientifiques américains R. Giacconi et B. Rossi découvrent la première source de rayons X extra solaire dans la constellation du scorpion, Sco X-1. Ensuite divers détecteurs montés sur différents engins spatiaux ont identifié une quarantaine de sources de rayons X. En 1970, le premier satellite véritablement dédié à l'identification de sources de rayons X en répertorie 339. Le satellite américain Einstein, équipé de miroirs à incidence rasante (comme XMM-Newton) répertorie plus de 10 000 sources.

Suivent ensuite l'européen Exosat, le germano-anglo-américain Rosat qui détecta 100 000 sources X, l'américano-japonais Asca, l'italo-néerlandais BeppoSax, et le satellite américain Chandra lancé en juillet 1999. Asca est le premier satellite ayant permis de faire véritablement de la spectroscopie résolue spatialement. Le satellite de la NASA Chandra possède une meilleure résolution spatiale que XMM-Newton mais une plus faible sensibilité. Ce sont deux instruments complémentaires.

En 2014, l’ESA a sélectionné le successeur d’XMM-Newton. Ce futur grand observatoire en rayons X, Athena, aura une surface collectrice 10 fois supérieure, mais ne sera pas lancé avant 2028.

Qu’observe-t-on en rayons X?

L'astronomie des rayons X (photons énergétiques dont la gamme d'énergie est comprise entre  0,1 et 15 keV) est une science récente. L'atmosphère terrestre est opaque aux rayons X et leur observation ne peut donc se faire qu'à partir de fusées ou de satellites.

 

Les rayons X proviennent de phénomènes mettant en jeu de grandes quantités d'énergie (où les températures sont de l'ordre de 1 000 000 à 100 000 000 de degrés) comme les effondrements gravitationnels, les accrétions de matière par des objets massifs, les ondes de chocs ... Ils mettent également en évidence le gaz ténu chaud (>106K) présent dans des objets aussi divers que le soleil, les étoiles, le milieu interstellaire, les galaxies ou les amas de galaxies.

Les objectifs scientifiques de la mission XMM-Newton

Les observations d'XMM-Newton permettent de faire progresser des thèmes aussi variés que :

 
  • Les étoiles jeunes au coeur des nuages denses.

L'observation dans le domaine des rayons X des nuages denses est un moyen particulièrement puissant pour l'étude des régions de formation d'étoiles car ce rayonemment  est une signature de l'activité magnétique des étoiles qui s'y forment. Les observations de XMM-Newton, couplées à celles éffectuées dans les domaines infrarouge et millimétrique, permettent de sonder en détail les régions denses et d'étudier les effets d'irradation par le rayonnement X sur les nuages moléculaires ou les enveloppes et disques circumstellaires.

  • La physique des trous noirs et des étoiles à neutrons.

Les observations de XMM-Newton permettent d'étudier les phénomènes énergétiques présent autour des objets compacts, étoiles à neutrons et trous noirs. Dans des systèmes binaires, la matière en s'effondrant sur l'objet dense est portée à des températures très élevées et émet un rayonnement X intense. L'étude du profil des raies en émission permet de fournir des informations sur la nature de l'objet dense et du disque de matière qui l'entoure ainsi que sur les champs gravitationnel et magnétique.

 
  • La production et la circulation des éléments lourds dans l'Univers et les mécanismes de chauffage associés.

Les observations de XMM-Newton permettent de comprendre comment se forment les éléments qui nous constituent, qui constituent les planètes et de déterminer  leur abondance dans les étoiles, dans le milieu interstellaire chaud, dans les halos de galaxies, dans les amas de galaxies.  Dans les restes des supernovas (image ci-contre), elles permettent de déterminer le type d'explosion responsable du vestige de supernova et d'étudier les mécanismes d'accélération des rayons cosmiques.

  • La quantité et la distribution de matière noire dans l'Univers

Les observations de XMM-Newton permettent d'estimer le potentiel gravitationnel dans les galaxies et amas de galaxies et la quantité de gaz dans les halos des galaxies et le milieu intra-amas. On peut alors en déduire la quantité et la distribution de matière noire.

  • La formation et l'évolution des grandes structures

Avec XMM-Newton, les scientifiques peuvent étudier avec une grande précision l'état dynamique des amas, les phénomènes de fusion d'amas, les propriétés statistiques de la population d'amas et son évolution. Ceci permet de mieux comprendre la formation des grandes structures de l'Univers et de contraindre les paramètres cosmologiques et par la même
de tester les modèles d'évolution de l'Univers.

  • La nature du fond diffus X

Le fond diffus X est une émission continue de rayonnement X observé sur tout le ciel. En dessous de 2 keV, il provient principalement du gaz chaud situé dans notre Galaxie tandis qu'aux énergies supérieures, il résulte du rayonnement émis par une multitude de sources ponctuelles non résolues dont une majorité de noyaux actifs de galaxies. La grande sensibilité d'XMM-Newton permet de sonder avec une grande précision des régions de l'Univers et de mieux cerner la nature de ce fond diffus.

 
 

XMM-Newton et les autres observatoires

Les observations de XMM-Newton sont dans de nombreux cas complémentaires de celles obtenues dans d'autres domaines d'énergie ou de longueur d'onde. Cette stratégie d'observation dans différentes gammes d'énergie est souvent nécessaire voire indispensable pour décrire correctement les propriétés physiques d'un objet céleste. En guise d'illustration, citons trois exemples; l'un relatif aux objets compacts galactiques, l'autre au vestige de supernova, le troisième ayant trait à la cartographie à grande échelle des amas de galaxies.

Dans le premier cas, des observations récentes effectuées par le satellite Integral ont permis de découvrir une classe d'objets très particuliers, les sources enfouies.  Ces objets sont des systèmes binaires extrêmement enfouies dans un cocon dense de poussière. Le rayonnement X de ces objets est fortement atténué (absorbé)et il est nécessaire de les observer à plus haute énergie. Les données obtenues par XMM-Newton et Integral sont ainsi tout à fait complémentaires pour cerner la nature de l'objet.
 

Le deuxième exemple montre la très bonne convergence qui peut exister entre les observations radio, X et celles des photons gamma de très haute énergie (supérieure à 100 GeV) détectés depuis le sol par les télescopes Tcherenkov. La comparaison des cartes obtenues de certains vestiges de supernova dans ces trois bandes d'énergie (couvrant plus de 18 ordres de grandeur!) permet de cerner des régions où des particules, électrons et/ou protons, sont accélérées à de très grandes vitesses. Ces particules cèdent une fraction de leur énergie lors de leur périple dans le milieu constituant le reste de supernova et produisent  un rayonnement radio, X et dans certains cas dans la gamme des photons gamma. Ces cartographies détaillées ont permis de confirmer que les restes de supernova constituaient la source d'une partie du rayonnement cosmique.
 

Le dernier exemple traite de l'étude des amas de galaxies. Les amas de galaxies constituent une pièce importante du puzzle de la structuration de l'Univers. Mais leur recherche dans le domaine optique pose néanmoins de sérieux problèmes observationnels du fait de l'accumulation des galaxies sur la ligne de visée. Une solution consiste à étudier grâce à XMM-Newton le gaz chaud diffus situé entre les galaxies constituant un amas puis à en identifier les contreparties optiques. Cette stratégie a montré toute son efficacité dans le cadre d'un programme de sondage profond du ciel par XMM-Newton, le XMM-LSS. Ce programme met à profit le grand champ de vue et la grande sensibilité de la caméra MEGACAM au CFHT comme les facilités offertes par les grands télescopes du VLT de l'ESO au mont Paranal.
 

 
#1218 - Màj : 02/05/2019
Part CEA
Le CEA et XMM-Newton

Le CEA a participé à la réalisation d'EPIC, le principal instrument d'XMM-Newton et est impliqué fortement dans le centre de surveillance scientifique (SSC).

Concernant EPIC, le CEA a pris à sa charge :
-  la conception, la réalisation , les tests et la livraison des contrôleurs dits EMCR (Epic Mos CCD Controler and Recognition unit) qui gèrent les modes de fonctionnement des caméras Mos CCD et en pilote l'électronique de commande. Il gère ainsi les différents modes de lecture des 7 CCD qui composent le plan focal et reconnaît, analyse et étiquette en « temps réel » les évènements X à partir des charges collectées individuellement sur chacun des 2 520 000 pixels constitutifs de ce plan focal. Les choix des composants associés aux techniques de réduction de poids et de puissance, ainsi que les choix d'architecture et de redondance électronique permettent une espérance de vie de 90% pour 10 ans passés sur une orbite fortement radioactive

 
Part CEA

Le dispositif électronique dit EMCR (image de droite) permet d'effectuer à bord un traitement d'image. L'image brute (à gauche) est essentiellement constituée d'un fond constant et de traces laissées dans le détecteur par le passage des particules chargées. Le traitement à bord permet de nettoyer l'image et de ne transmettre au sol que les informations pertinentes pour les scientifiques, soulageant par la même la télémétrie.

- la réalisation des convertisseurs de puissance dits EMVC (EPIC MOS Voltage Converter). Ils ont la tâche moins noble scientifiquement mais essentielle de générer et distribuer 10 sources d'alimentation au travers de la chaîne d'acquisition avec tous les impératifs de sûreté de fonctionnement et de protection imposés par les constituants de la chaîne et du satellite. L'EMVC ne doit pas générer ou véhiculer de bruit vis-à-vis des charges collectées sur le plan focal qui sont de l'ordre de quelques électrons. Avec un rendement global supérieur à 70% et une espérance de vie de 10 ans, l'EMVC est l'objet d'une prestation industrielle d'une très grande maîtrise ;
-  le développement d'ASIC (techniques de réduction de poids et puissance) pour application spatiale ;
-  le développement des bancs de tests ;
-  la conduite et l'analyse des mesures d'étalonnage (station synchrotron IAS/LURE) ;
- outre l'aspect expertise et maintenance d'EPIC, le CEA est également chargé d'assurer une partie de l'analyse des données en vol.

 

Les étalonnages des différents instruments constituent une étape incontournable dans le déroulement du projet. Ils permettent de déterminer l'efficacité des détecteurs, de mettre au point les procédures d'acquisition, de développer des moyens d'analyse en temps réel ou encore d'optimiser les méthodes de stockage de l'information (archivage). Une partie des  étalonnages des caméras EPIC du télescope XMM-Newton se sont déroulés en 1997 et 1998 à la station synchroton IAS/LURE située à Orsay, France. Quatre campagnes, chacune d'une durée de un mois, ont été nécessaires. Des faisceaux monoénergétiques de photons X sont générés par le synchroton (photo de gauche) puis focalisés sur la caméra.

 
La caméra (image de droite) est située à l'intérieur d'un dispositif assurant une température de ~ -100oC, température nominale de fonctionnement des caméras en vol. 

Le SSC
Le CEA intervient à plusieurs niveaux :
- il est chargé de l'intégration et des tests de la moitié (à parité avec Leicester) de l'analyse  systématique des données, plus précisément des chaînes de traitement pour les instruments EPIC et RGS, ainsi que de la détection de sources et d'un certain nombre de tâches de visualisation des produits ;
- il est chargé de l'intégration et des tests des sous-systèmes de corrélation des résultats avec les catalogues existants et du système de vérification visuelle des résultats ;
- il est chargé de réaliser les logiciels spécifiques pour l'instrument EPIC/MOS ;
- il participe aux observations de suivi optique des sources détectées en X ;
- il participera pendant toute la vie du satellite à la vérification systématique des résultats et assure la maintenance des logiciels qu'il a fournis.

 

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