Chandra
Télescope spatial

Vue d'artiste du télescope spatial Chandra.

Données générales

Organisation	NASA
Programme	Grands Observatoires
Domaine	Astronomie en rayons X
Statut	Opérationnel
Autres noms	AXAF, CXRO
Lancement	23 juillet 1999 à 11 h 47 TU
Lanceur	Navette spatiale (Columbia)
Durée	20 ans (mission primaire)
Identifiant COSPAR	1999-040B
Site	http://chandra.harvard.edu/

Caractéristiques techniques

Masse au lancement	4 790 kg
Contrôle d'attitude	Stabilisé sur 3 axes
Source d'énergie	Panneaux solaires
Puissance électrique	2 112 W

Orbite

Orbite	Fortement elliptique
Périapside	10 037 km
Apoapside	140 012 km
Période de révolution	64 h 18 min
Inclinaison	28,5°

Télescope

Type	Optique de type Wolter
Diamètre	1,20 m
Superficie	400 cm2 à 1 keV
Focale	10 m
Longueur d'onde	0,09–10,0 keV

Principaux instruments

ACIS	Spectromètre imageur avancé
HRC	Caméra à haute résolution
HETGS	Spectromètre à haute énergie
LETGS	Spectromètre à basse énergie

Chandra, ou l'observatoire de rayons X Chandra (en anglais : CXRO pour Chandra X-Ray Observatory ; anciennement AXAF pour Advanced X-ray Astrophysics Facility) est un télescope spatial observant le rayonnement X, développé par la NASA et lancé en 1999 par la navette spatiale Columbia lors de la mission STS-93. Chandra est, avec XMM-Newton, le plus performant des observatoires de rayons X placés dans l'espace. Grâce à son optique de type Wolter associée à une longueur focale de 10 mètres, son pouvoir de résolution descend sous la seconde d'arc dans la gamme de rayons X mous (0,1 à 10 keV) pour laquelle il est conçu et sa résolution spectrale dépasse 1 000 dans la bande 0,08 à 0,20 keV. Le télescope de 4 790 kg dispose de quatre instruments situés au point focal : le spectromètre imageur ACIS (Advanced CCD Imaging Spectrometer), la caméra à haute résolution HRC (High Resolution Camera), le spectromètre à réseau de transmission à haute énergie HETGS (High Energy Transmission Grating Spectrometer et le spectromètre à réseau de transmission à basse énergie LETGS (Low Energy Transmission Grating Spectrometer).

Placé sur une orbite haute elliptique de 10 000 × 140 000 km qui permet de longues périodes d'observation continues, Chandra est utilisé pour étudier le rayonnement X émis par différents objets célestes et des processus tels que l'évolution conjointe des trous noirs supermassifs et des galaxies, la nature de la matière noire et de l'énergie noire, la structure interne des étoiles à neutrons, l'évolution des étoiles massives, les protonébuleuses planétaires et l'interaction des exoplanètes avec leur étoile.

Chandra fait partie du programme des Grands observatoires de la NASA, lancé à la fin des années 1980 et qui comprend trois autres télescopes spatiaux : Hubble (1990-, spectre du visible), Compton (1991-2000, rayonnement gamma) et Spitzer (2002-2020, rayonnement infrarouge). Plusieurs projets visant à développer le successeur de l'observatoire sont jusqu'à présent annulés faute de budget. En 2022, Chandra est toujours opérationnel.

Historique

Développement

Le télescope Chandra avec son étage IUS chargé de le placer sur son orbite haute dans la soute de la navette spatiale.

En 1976, le projet de télescope à rayons X, (AXAF - pour Advanced X-ray Astrophysics Facility), est proposé à la NASA par Riccardo Giacconi et Harvey Tananbaum. L'année suivante, les développements débutent au centre de vol spatial Marshall (George C. Marshall Space Flight Center - MSFC) et au Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO). Entre-temps, en 1978, la NASA lance et met en orbite le premier télescope à rayons X Einstein (HEAO-2). En 1992, les caractéristiques du télescope sont largement modifiées pour en réduire le coût : quatre des douze miroirs prévus sont éliminés ainsi que deux des six instruments scientifiques. L'orbite sur laquelle le télescope doit circuler est modifiée : celui-ci doit désormais suivre une orbite fortement elliptique dont le point le plus éloigné se situe à un tiers de la distance Terre-Lune. Ces transformations ne permettent plus les missions de maintenance ou d'entretien par la navette spatiale américaine envisagées initialement. En contrepartie, la majeure partie de l'orbite se situe désormais au-delà de la ceinture de Van Allen, zone de radiations intenses qui interdit toute observation.

En 1998, AXAF est baptisé Chandra à la suite d'un appel à idées lancé par la NASA. Son nouveau nom est destiné à honorer la mémoire du prix Nobel de physique de 1983, Subrahmanyan Chandrasekhar, qui est le premier à avoir compris au début des années 1930 que les étoiles à neutrons et les pulsars, objets d'étude du télescope, sont créés par l'effondrement d'étoiles en fin de vie. Le terme sanskrit de Chandra signifie « Lumineux » et désigne la Lune.

Caractéristiques techniques

Chandra est construit autour de sa partie optique, qui a la forme d'un cylindre légèrement conique et lui donne une longueur hors tout de 12,20 mètres. Cette structure est réalisée dans un matériau allégé à base de matériau composite. À une extrémité se trouvent les miroirs HRMA destinés à focaliser le rayonnement X ainsi qu'un petit télescope optique tandis qu'à l'autre extrémité, au niveau du point focal, se trouvent les deux principaux instruments : la caméra à haute résolution (High Resolution Camera, HRC) et le spectromètre imageur (Advanced CCD Imaging Spectrometer, ACIS).

Au niveau du miroir et entourant le cylindre sont placés l'ensemble des équipements de servitude : la propulsion, le système de contrôle d'attitude et de pointage du télescope (Pointing, Control, and Attitude Determination system - PCAD), le système d'alimentation électrique (Electrical Power System, EPS), et le système de commande, de contrôle et de gestion des données (Command, Control, and Data Management system - CCDM)^[2].

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  Le module des instruments scientifiques ISIM (Integrated Science Instrument Module).
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  Le module des équipements de servitude est préparé pour des tests de vibration.

• Deux ailes s'étendant de part et d'autre du télescope portant chacune 3 panneaux solaires qui fournissent 2 112 watts qui peuvent être stockés dans trois accumulateurs nickel-hydrogène d'une capacité de 120 Ah. Celles-ci permettent de faire face aux périodes d'éclipse durant chaque passage derrière la Terre et occasionnellement à des éclipses provoquées par la Lune. Ces éclipses ne durent généralement pas plus de 2 heures. L'envergure totale du télescope avec ses panneaux solaires déployés est de 18,90 mètres.
• Le système de propulsion comporte d'une part le système IPS (Integral Propulsion System), utilisé au début de la mission pour placer le télescope sur son orbite et désactivé par la suite et d'autre part le système MUPS (Momentum Unloading Propulsion System) utilisé pour désaturer les roues de réaction chargées de contrôler l'orientation du télescope. Le système IPS utilise deux moteurs d'apogée de 472 newtons de poussée et des moteurs de contrôle d'orientation de 89 N tandis que les moteurs utilisés pour la désaturation ont une poussée de 0,9 N. Tous brûlent de l'hydrazine qui est le seul consommable qui limite la durée de la mission. La quantité emportée doit théoriquement garantir une durée opérationnelle de plus de 20 ans.
• Le système de contrôle d'attitude et de pointage du télescope (Pointing, Control, and Attitude Determination system - PCAD) comprend les senseurs utilisés pour maintenir le télescope pointé vers la zone observée, modifier l'orientation pour viser de nouvelles cibles, orienter les panneaux solaires et désaturer les roues de réaction. Le satellite est stabilisé sur 3 axes mais la précision demandée pour le pointage (30 secondes d'arc) est relativement faible comparée à celle, par exemple, du télescope spatial Hubble. Cette caractéristique découle du mode de fonctionnement des détecteurs de rayons X qui comptent chaque photon. Le gisement utilisé pour le pointage est déterminé par les gyroscopes et la caméra d'aspect qui se repère sur cinq à huit étoiles pré-sélectionnées associées à chaque cible ; lors de la phase de retraitement des données sur Terre dite de « reconstitution de l'image », la position de chaque photon X ayant frappé le détecteur est transformée en position céleste en utilisant les images prises par la caméra d'aspect au même moment. Les performances obtenues permettent de reconstruire une image avec une précision de moins d'une seconde d'arc.
• Le système de commande, contrôle et de gestion de données (Command, Control, and Data Management system, CCDM) reçoit et traite les instructions transmises par les stations sur Terre, transmet les données télémétriques sur le fonctionnement du satellite et gère les données scientifiques recueillies par les instruments. Deux ordinateurs embarqués (On-Board Computers, OBC) utilisant un processeur 16 bits CDI 1750A assurent le fonctionnement de l'ensemble. Deux ordinateurs LSI 16-bit 1750A prennent le relais lorsque le télescope passe en mode de survie (safe mode). Les données sont stockées dans deux mémoires de masse d'une capacité unitaire de 1,8 gigabits. Les échanges avec les stations sur Terre sont assurées via deux transpondeurs fonctionnant en bande S associés à des antennes à faible gain. Le débit moyen est de 32 à 1 024 kilobits par seconde pour l'émission des données scientifiques et de 2 kilobits pour la réception des commandes. Pour les données télémétriques qui informent le contrôle au sol de l'état du satellite le débit est de 32 kilobits par seconde dont 24 kilobits sont alloués au fonctionnement des instruments et 8 kilobits aux autres équipements du satellite.

Schéma du télescope spatial X Chandra.

Conception

Contrairement à la lumière visible qui peut être réfléchie par du verre ou une surface métallique convenablement préparée sous pratiquement toutes les incidences, les rayons X, plus énergétiques, traversent ces matériaux dans les mêmes conditions. Toutefois un rayonnement X arrivant sous une incidence rasante (inférieure au degré) peut être dévié. Cet angle est d'autant plus faible que l'énergie du rayon X est importante (0,25° pour un rayon de 20 keV mais seulement 0,07° à 70 keV). Pour construire un télescope permettant de focaliser ce rayonnement c'est-à-dire de le dévier vers un point focal, il est nécessaire de développer des optiques complexes capables de réfléchir les rayons. Chandra utilise une optique Wolter de type I baptisée HRMA (High Resolution Mirror Assembly). Celle-ci est constituée de plusieurs miroirs imbriqués. Chaque miroir comprend une section parabolique suivi d'une section hyperbolique. Le rayon X est réfléchi une fois sur chacune de ces surfaces avant de converger vers le point focal^[3]. HRMA est constituée de quatre paires de miroirs de grande qualité dont la surface est recouverte d'iridium, plus efficace que l'or utilisé sur les premiers télescopes X. Les miroirs de forme cylindrique ont un diamètre respectif 1,23, 0,99, 0,87 et 0,65 m. La longueur est de 84 cm pour la partie optique et de 2,76 mètres hors tout, en incluant les collimateurs antérieur et postérieur. La superficie collectrice effective est de 800 cm² à 0,25 keV et de 100 cm² à 8 keV. La résolution angulaire obtenue est de 0,5 seconde d'arc (2,4 µrad). L'ensemble a une masse de 1 484 kg

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  Le miroir HRMA en cours d'assemblage.
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  Assemblage du télescope.
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  Assemblage du télescope.

Instruments scientifiques

Les rayons X réfléchis par les miroirs du HRMA convergent vers un point focal ayant la moitié de l'épaisseur d'un cheveu situé à 10 mètres de la partie optique à l'autre extrémité du télescope. Les détecteurs des deux principaux instruments scientifiques - ACIS et HRC - peuvent être positionnés à cet endroit pour enregistrer les images formées par les photons incidents, compter le nombre de photons, mesurer leur énergie, leur position et leur moment d'arrivée. Ces détecteurs sont montés sur un support mobile qui permet de placer au choix les détecteurs de l'un ou l'autre des instruments au point focal. Ces deux instruments peuvent être utilisés seuls ou en association avec un des deux réseaux de diffraction. Le spectromètre ACIS et la caméra HRC avec les mécanismes permettant leur déplacement, l'électronique assurant le contrôle des opérations et l'isolation thermique forment le module des instruments scientifiques ou SIM (Science Instrument Module)^[4].

Résultats

Orbite de Chandra.

Chandra transforme profondément notre connaissance de l'Univers et apporte un nombre considérable d'informations nouvelles ou inattendues, parmi lesquelles figurent :

• la première image du rémanent de supernova Cassiopée A, donne une première impression à propos de l'objet compact qui est en son centre (une étoile à neutrons ou un trou noir) ;
• dans la nébuleuse du Crabe, autre rémanent de supernova, a été mis en évidence un anneau inconnu autour du pulsar central et des jets qui ne sont que devinés sur les images antérieures.
• la première émission X observée provient du trou noir supermassif du centre de notre galaxie (la Voie lactée) : Sagittarius A* ;
• présence de gaz beaucoup plus froid que prévu orbitant en spirale vers le centre de la galaxie d'Andromède ;
• pour la première fois, sont détaillés des fronts de pression dans Abell 2142 (en), où des groupes de galaxies sont en train de se fondre ;
• les premières images des ondes de choc d'une supernova sont prises dans SN 1987A ;
• obtention, pour la première fois, d'images de l'absorption d'une petite galaxie cannibalisée par une plus grande (dans une image de Perseus A) ;
• dans la galaxie M82, un nouveau type de trou noir est observé à mi-chemin en taille entre les trous noirs stellaires et les trous noirs supermassifs ;
• pour la première fois, ce télescope permet d'associer une émission X à un sursaut gamma, GRB 991216 ;
• des lycéens, exploitant des données du télescope, découvrent une étoile à neutrons dans les restes de la supernova IC 443 ;
• les observations communes de Chandra et BeppoSAX suggèrent que les sursauts gamma se trouvent dans les régions d'intense formation d'étoiles ;
• les données recueillies suggèrent que les objets RX J1856.5-3754 et 3C 58, que l'on croyait précédemment être des pulsars, seraient plutôt des objets beaucoup plus denses, des étoiles étranges. Cette analyse ne fait toutefois pas encore l'objet d'un consensus clair ;
• la naine brune TWA 5B est observée en orbite autour d'une étoile similaire au Soleil (dans un système binaire) ;
• repérage des ondes sonores provenant de la violente activité autour d'un trou noir supermassif dans l'amas Perseus ;
• observation de l'ombre portée en rayons X de Titan passant devant la nébuleuse du Crabe ;
• le 15 novembre 2010, au cours d'une conférence de presse tenue en direct, la NASA annonce la découverte, grâce à Chandra, du plus jeune trou noir de notre voisinage « proche ». Cet événement constitue la première occasion d'établir la "date de naissance" d'un trou noir.

Notes et références

Voir aussi