École de Physique des Astroparticules - V
Physique de l’Univers en rayons X

Motivations

L’astronomie en rayons X (de 100 eV à 100 keV) a été historiquement le point de départ de l’astronomie des hautes énergies. Beaucoup de catégories de sources astrophysiques (des étoiles aux amas de galaxies, en passant par tous les phénomènes d’accrétion) émettent des rayons X. La « vision X » d’un objet est donc nécessaire pour comprendre le phénomène physique. En particulier l’astronomie X reste le domaine de référence pour toute l’astronomie gamma, dans la mesure où c’est vers les rayons X que l’on se tourne pour étudier en détails des sources détectées à plus haute énergie.

De nos jours, de nouveaux développements observationnels renouvellent le paysage. Le télescope américain NuSTAR, qui étend le domaine des télescopes au-delà de 10 keV, a été lancé en 2012. Le télescope japonais Astro-H, qui sera lancé courant 2016, ouvrira la possibilité de spectroscopie fine aux sources faibles ou étendues. Le  télescope  russe-allemand SRG avec l’instrument principal eROSITA sera lancé en 2017 et conduira un relevé de toutes les sources X du ciel; il est 20 fois plus sensible que le précédent (ROSAT il y a 20 ans). Le détecteur NICER rejoindra l’ISS en octobre 2016 pour étudier l’émission X des étoiles à neutrons. La mission franco-chinoise SVOM surveillera le ciel en X durs à partir de 2021 à la recherche de sursauts gamma et d’autres sources transitoires. Enfin l’ESA a sélectionné en 2014 le prochain grand observatoire en rayons X ATHENA, destiné à remplacer (dans 13 ans) XMM-Newton lancé en 1999. C’est donc le bon moment pour faire le point sur les perspectives en astronomie X.
Contexte Scientifique
L’astronomie des hautes énergies en général a pu se développer avec les moyens spatiaux. L’astronomie en rayons X (de 100 eV à 100 keV) en a été le point de départ dans les années 60 et 70, et en est le domaine le plus avancé. Plusieurs catégories de sources émettent l’essentiel de leur énergie dans le domaine des rayons X.

Les disques d’accrétion sur des objets compacts (naines blanches, étoiles à neutrons, trous noirs) sont les sources X les plus lumineuses. Leurs propriétés dépendent de la masse de l’objet compact (les trous noirs stellaires font quelques fois la masse du Soleil, les noyaux actifs au centre des galaxies peuvent être jusqu’à un milliard de fois plus gros) et de sa rotation (champs magnétique tournant dans les pulsars, effets relativistes autour de trous noirs en rotation), mais aussi de l’environnement (étoile compagnon pour les objets compacts stellaires, zones centrales de la galaxie pour les noyaux actifs). Les zones centrales de ces objets sont petites et l’accrétion instable, donc ces objets sont souvent variables et leurs propriétés temporelles complètent leurs propriétés spectrales. Ces sources sont un excellent laboratoire pour la physique des flots d’accrétion et d’éjection et, dans certains cas, de la gravitation en champ fort  (relativité générale). Les noyaux actifs jouent un rôle important dans la formation des galaxies (leur rayonnement et leur jet ou vent réchauffe le gaz environnant et peut limiter et, sous certaines circonstances, aussi renforcer la formation d’étoiles dans les galaxies primordiales) et leur existence même à très haut redshift n’est pas encore bien comprise dans le cadre général de la formation des structures.

L’autre grande classe d’émetteurs X est celle des sources thermiques au-delà du million de degrés (amas de galaxies, milieu interstellaire chaud, couronnes stellaires, surface des étoiles à neutrons). Beaucoup de ces objets sont étendus et leur cartographie donne des informations importantes. Par ailleurs ils sont souvent optiquement minces et dominés par un spectre de raies fines, qui donne accès à des diagnostics spectraux sur la plupart des éléments lourds (de l’oxygène au nickel, plus difficilement au carbone et à l’azote). La population d’amas de galaxies (nombre d’amas en fonction de la masse) est une observable clé pour la formation des structures dans l’univers parce que les amas sont les plus grandes structures gravitationnellement liées. Les restes de supernovae alimentent le milieu interstellaire en éléments lourds et en énergie (thermique, mécanique, rayons cosmiques). Les couronnes stellaires reflètent le magnétisme des étoiles. Enfin, l’émission X des étoiles à neutrons permet d’estimer leur refroidissement au cours du temps et fournit ainsi des contraintes sur leur structure interne mal connue.

L’astronomie X est aussi importante en complément d’observations à d’autres domaines de longueur d’onde. En particulier, on peut maintenant explorer le ciel dans le domaine gamma, que ce soit au MeV (satellite INTEGRAL lancé en 2002), au GeV (satellite Fermi lancé en 2008) ou au TeV depuis le sol (télescope Cherenkov HESS depuis 2004). L’astronomie X est le domaine de référence pour toute l’astronomie gamma, dans la mesure où c’est vers les rayons X que l’on se tourne pour localiser précisément l’origine du rayonnement et si possible l’associer à un objet connu à plus grande longueur d’onde. Si la source est étendue, on peut également en faire des images détaillées en rayons X, et bien sûr en mesurer le spectre pour le comparer à l’émission gamma.

L’astronomie X est aussi le pendant naturel des ondes gravitationnelles (dont les sources sont des objets compacts) et de l’astronomie neutrinos (pour la même raison que les rayons gamma). Ces nouveaux messagers ont besoin d’instruments à grand champ de vue pour trouver leurs contreparties. C’est le cas en général des détecteurs de sources transitoires comme les sursauts gamma (qui sont en fait détectés en rayons X durs pour les localiser).

Enfin, certains objectifs de physique fondamentale peuvent être testés dans le domaine des rayons X. C’est le cas de la recherche de neutrinos stériles ou de certains axions au keV, mais aussi de la biréfringence du vide par rotation de l’axe de polarisation en fonction de l’énergie.

Objectifs de formation

Une enquête effectuée à l’occasion de la prospective du CNES (Dubus et al 2014) a montré un intérêt croissant venant de communautés qui ne sont pas des utilisateurs “historiques” des rayons X, mais pour lesquels les rayons X sont un complément important. Cette école devrait répondre à leur attente en leur montrant le type de diagnostics que l’on peut obtenir en rayons X, comment analyser les données pour y parvenir, et quelles sont les possibilités instrumentales actuelles et à venir à moyen terme. En plus de l’aspect culture générale et fertilisation croisée, la thématique est devenu tellement riche que cette école est l’occasion de se mettre à niveau sur l’ensemble du domaine.

L'astronomie X permet d’optimiser l’utilisation d’observatoires à d’autres longueurs d’onde (Herschel, ALMA, VLT) ou au-delà de l’électromagnétisme (VIRGO/LIGO, ICECUBE/KM3Net), dans la mesure où la compréhension d’une source passe par son spectre large bande, y compris les rayons X. Une image en rayons X contient souvent plusieurs types de sources et pour exploiter une source étendue (un amas de galaxies ou un reste de supernova, par exemple) il est utile de connaitre les propriétés des sources d’avant ou d’arrière-plan (étoiles, noyaux actifs de galaxies). Dans ce contexte, il est opportun de faire le point sur les développements récents en astronomie X.

Nous proposons de le faire dans cette école à travers plusieurs axes :

Les avancées dans la compréhension des sources de haute énergie (objets compacts, sources accrètantes binaires et noyaux actifs de galaxies, explosions de supernovae, sursauts gamma) avec deux cours complémentaires sur les amas de galaxie et les applications en physique fondamentale.

L’état de l’art et les progrès instrumentaux en termes de télescopes et de détecteurs. Ces cours ne sont pas destinés à des instrumentalistes, mais plutôt aux astrophysiciens (en particulier ceux qui pourraient plus tard porter des projets instrumentaux) afin qu’ils soient bien conscients à la fois des capacités mais aussi des limitations de l’instrumentation actuelle et en développement.


L’analyse des données à travers des séances de travaux dirigés sur des données réelles. Cet aspect est particulièrement important pour les non-spécialistes qui peuvent être rebutés au début par le jargon et les procédures spécifiques. Etre passé une fois par toutes les étapes de l’analyse avec un spécialiste permet d’être sûr qu’on n’oublie pas une étape critique.


LES GRANDS AXES DU PROGRAMME

  • PHYSIQUE :  Mécanismes radiatifs, processus thermiques, de transfert et d’absorption | Flots d’accrétion et d’éjection associés aux trous noirs stellaires | Trous noirs super massifs | Étoiles à neutron, pulsars, PWNe, magnetars | Supernovae, restes de supernovae, milieu interstellaire chaud | Sursauts gamma | Physique fondamentale | Amas de galaxies, aspects cosmologiques | Mécanismes radiatifs, processus thermiques, de transfert et d’absorption

  • ANALYSE DE DONNEES : Catalogues, archives | Imagerie | Spectroscopie | Variabilité

  • INSTRUMENTATION SUR LE PRESENT ET L'AVENIR : Télescopes à rayons X (principes généraux et solutions spécifiques pour la haute résolution, surface efficace, haute énergie) | Collimateurs concentrateurs et détecteurs associés  | Masques codés et surveillance du ciel | Détecteurs semi-conducteurs (CCD, DePFETs) | Spectroscopie (réseaux, bolomètres) |Polarimétrie

Comité Scientifique
Jean Ballet, IRFU/CEA — Michel Boer, ARTEMIS — Josè Busto, CPPM — Paschal Coyle, CPPM — Bernard Degrange, LLR — Yves Gallant, LUMP — Berrie Giebels (LLR) — René Goosmann, UNISTRA — Stavros Katsanevas, APC — Jürgen Knödlseder, IRAP — Julien Lavalle,LUMP — Benoit Lott, CENBG — Jean Orloff, LPC Clermont — Etienne Parizot, APC — Guy Pelletier, IPAG — Pierre Salati, LAPTH — Roland Triay, CPT

Page Principale
Cours & Séminaires
Carnet de bord
Historique