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.
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.
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.
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.
