Nuclear Spectroscopic Telescope Array

Les rayons X ont une longueur d'onde inférieure ou proche de la distance entre atomes. Pour cette raison les rayons X, qui arrivent sur une surface réfléchissante, ne sont pas renvoyés par celle-ci comme la lumière visible mais la traversent. Toutefois lorsque l'angle d'incidence est presque rasant, le rayonnement X peut être réfléchi. Cette caractéristique est exploitée par certains télescopes à rayons X. Ceux-ci utilisent un miroir en forme de tonneau dont l'axe coïncide avec l'angle de pointage. Mais très peu de photons sont ainsi collectés. Pour accroître la surface collectrice on emboîte l'un dans l'autre un grand nombre de miroirs de forme cylindrique (appelés coques) de diamètre décroissant. Plus le rayon X est dur, c'est-à-dire énergétique, plus l'incidence doit être faible. Aussi jusqu'à récemment cette technique d'observation est utilisée que pour les rayons X mous, peu énergétiques[1].

Au cours des années 2000, des progrès techniques majeurs sont effectués dans le domaine de l'astronomie en rayons X durs (plus de 10 keV) qui peuvent être désormais observés à l'aide de télescopes dotés d'un système de focalisation. Ce type d'optique permet un gain d'un ordre de grandeur en sensibilité par rapport aux systèmes à collimateurs ou à masques codés utilisés jusqu'à présent pour l'observation des rayons X durs. Le rapport entre la surface collectrice et celle du détecteur peut être de 1 000 ou plus. Pour parvenir à focaliser les rayons X à grande énergie, la surface collectrice qui réfléchit des rayons X arrivant sous une incidence de quelques minutes d'arc, est recouverte de plusieurs couches de revêtements métalliques qui exploitent le principe du miroir de Bragg pour permettre leur réflexion sous des incidences plus élevées. Ces nouvelles techniques sont d'abord implantées sur des télescopes X transportés par ballon-sonde tels que le High-Energy Focusing Telescope (HEFT) : celui-ci permet la mise au point de l'optique et des détecteurs utilisés par NuSTAR qui doivent être également mis en œuvre par le télescope spatial japonais ASTRO-H. NuSTAR est le premier télescope spatial à utiliser cette technique[2].

En mai 2003, NuSTAR est une des 36 propositions soumises pour les 10 et 11^e satellites du programme Small Explorer qui regroupe des missions scientifiques à coût peu élevé (moins de 120 millions de dollars américains)[3]. En novembre de la même année, la NASA sélectionne NuSTAR et quatre autres propositions pour une première étude de faisabilité de cinq mois. En janvier 2005 la NASA sélectionne NuSTAR sous réserve de la conclusion favorable d'une étude de faisabilité d'un an[4]. Le programme est arrêté en février 2006 à la suite de restrictions dans le budget 2007 consacré aux sciences. En septembre 2007 le projet est réactivé avec un lancement planifié pour août 2011[5] - [6] - [7].

Le responsable scientifique du projet est Fiona Harrison du Caltech et le centre JPL de la NASA assure la conduite du projet. Le centre de vol spatial Goddard fournit les miroirs élémentaires ; l'université technique du Danemark est chargée du dépôt des couches de revêtements métalliques sur les plaques de verre. Celles-ci sont ensuite assemblées à l'université Columbia à New York grâce à des machines conçues pour ce seul usage. Le Caltech développe les détecteurs situés au plan focal. Les autres centres de recherche concernés sont l'université de Californie à Berkeley, l'université de Californie à Santa Cruz, le centre de l'accélérateur linéaire de Stanford et l'université de Sonoma (en). Les principaux partenaires industriels de NuSTAR sont Orbital Sciences Corporation qui fournit la plateforme et assemble le satellite et ATK Space Systems qui réalise le mât télescopique.

Lorsque la matière tombe dans un trou noir, elle est portée à des températures de plusieurs millions de degrés et émet une grande quantité de rayons X. Ces rayons permettent d'identifier les trous noirs, par ailleurs indétectables dans la plus grande partie du spectre électromagnétique, et également d'estimer leur masse. Le trou noir supermassif (4 millions de fois la masse du Soleil) qui est situé au cœur de notre galaxie est ainsi masqué par la poussière stellaire et les gaz qui l'entourent mais peut être détecté grâce aux émissions de rayons X. L'un des objectifs de NuSTAR est de rechercher les trous noirs stellaires (dont la masse est égale à plusieurs fois celle du Soleil) ou supermassifs présents dans notre galaxie et dans l'Univers en évaluant leur masse[10].

NuSTAR a la capacité d'étudier les émissions des noyaux radioactifs produites par l'explosion des supernovas et qui se dégradent progressivement dans les rémanents de supernova[11].

La plupart des galaxies, y compris la nôtre, hébergent des trous noirs d'une masse de plusieurs millions à plusieurs milliards de fois notre Soleil. Ces trous noirs interagissent généralement de manière limitée avec leur environnement mais il peut y avoir des épisodes violents durant lesquels le gaz situé à proximité du trou noir est perturbé et forme un disque d'accrétion dont le contenu tombe progressivement dans le trou noir en générant des jets de particules relativistes intenses. Lorsque ces jets sont dirigés vers la Terre ils sont désignés sous le terme de blazar. Ces émissions varient rapidement en intensité, éventuellement sur quelques jours, reflétant des changements dans le comportement des trous noirs. NuSTAR doit mesurer le changement d'intensité de ces jets dans le domaine des rayons X dur[12].

Les rayons X durs que peut observer NuSTAR ne sont pas affectés par la présence de nuages de gaz contrairement aux rayons X mous. NuSTAR peut ainsi observer la région centrale de notre galaxie invisible sur d'autres longueurs d'onde et étudier le trou noir supermassif qui semble s'identifier avec la source radio Sagittarius A*. NuSTAR doit également étudier les magnétars, qui sont des étoiles à neutrons disposant d'un champ magnétique hyperpuissant, qui émet des radiations électromagnétiques de haute énergie, comme les rayons X et gamma[13].

Schéma d'une optique Wolter 1 :
1 : miroirs paraboliques - 2 : miroirs hyperboliques - 3 : rayons X incidents - 4 : Point focal.

Un des deux ensembles optiques.

NuSTAR dispose de deux télescopes identiques qui utilisent une optique Wolter de type I : le rayon est d'abord réfléchi par un miroir parabolique puis par un miroir hyperbolique dans le prolongement du premier. Une optique est constituée de 133 couches (coques) : une coque est constituée d'un miroir cylindrique supérieur et inférieur dans le prolongement l'un de l'autre (voir schéma) tous deux légèrement coniques permettant ainsi de reproduire les formes parabolique et hyperbolique. Un miroir est constitué par l'assemblage d'un nombre variable de plaques de verre d'une épaisseur de 2,1 mm mises en forme par thermoformage : les miroirs internes (coques 1 à 65) sont constitués de 12 plaques de verre tandis que les miroirs externes sont réalisés avec 24 plaques. Les plaques sont attachées entre elles par des entretoises en fibre de carbone d'une largeur comprise entre 1,2 mm et 1,6 mm qui donnent au miroir la forme optique recherchée. Les entretoises solidarisent les miroirs avec une structure réalisée en titane. Les différentes pièces sont collées entre elles à l'aide d'époxyde. Chaque plaque de verre est recouverte de plusieurs couches de matériau réfléchissant : chaque couche est destinée à la réflexion d'une partie du spectre des rayons X. L'optique utilise en tout 10 combinaisons différentes de matériau réfléchissant pour obtenir les propriétés optiques désirées : la couche réfléchissante des coques extérieures combine tungstène et silicium tandis que pour les coques internes on utilise une combinaison de platine et de carbure de silicium plus performante pour les rayons X durs collectés par cette partie de l'optique[1].

Plan focal avec les détecteurs entourés du blindage actif en iodure de césium (matériau blanc).

Une optique assemblée fait 19,1 cm de diamètre, est longue de 47,2 cm et pèse 31 kg. La surface collectrice obtenue est de 847 cm² pour les rayons de 9 keV mais se réduit à 60 cm² pour les rayons de 78 keV. Compte tenu de l'angle d'incidence très faible, la convergence des photons au plan focal du télescope se fait à une grande distance de l'optique. La longueur focale de NuSTAR est ainsi de plus de 10 mètres. Pour limiter l'encombrement et le poids de ce télescope à faible coût, l'écartement entre l'optique et le plan focal est obtenu à l'aide d'un mât télescopique qui se déploie en orbite. Ce système est mis en œuvre notamment pour les panneaux solaires de la Station spatiale internationale et lors d'une mission de la navette spatiale américaine. Le télescope est placé sur une orbite basse ce qui limite les coûts mais entraîne des amplitudes importantes et fréquentes de température. Le mât est soumis à des contraintes thermiques importantes lors du passage du télescope du côté jour au côté nuit de son orbite qui induisent des déformations de la géométrie de l'ensemble constitué par l'optique et les détecteurs situés au plan focal. Pour limiter ces variations qui dégradent la qualité des images obtenues, un système de mesure laser permet de détecter les écarts en comparant en parallèle l'image fournie par le viseur d'étoiles et celle recueillie par les détecteurs. Seuls sont corrigés les écarts transversaux par rapport à l'axe optique et les torsions le long de cet axe. Les déformations sur les trois autres degrés de liberté, entre autres l'écartement entre optique et plan focal, ont un impact sur la qualité du résultat qui est estimé négligeable. Un système à un des deux points d'attache du mât télescopique effectue les corrections nécessaires[15].

Le plan focal est occupé par 4 détecteurs au tellurure de cadmium-zinc associés à un circuit intégré spécialisé (ASIC). Chaque détecteur contient 32 × 32 pixels de 600 microns. Les quatre détecteurs sont jointifs avec un écartement de 500 microns. La taille du plan focal obtenu est de 13' × 13'. La résolution angulaire est de 45 secondes. La résolution spectrale est de 500 eV pour les rayons entre 5 et 30 keV, de 1 keV pour les rayons de 60 keV et 1,2 keV pour les rayons X de 86 keV. Le plan focal est maintenu de manière passive à une température comprise entre 0 et 5 °C. Les détecteurs sont protégés par un blindage cylindrique actif en iodure de césium qui l'entoure sur une hauteur de 20 cm. L'ouverture définie par le bouclier est de 16° mais un diaphragme passif limite l'ouverture à 4°[16].

La plateforme utilisée par le télescope est de type LEOStar-2, déjà mise en œuvre à 6 reprises pour des satellites scientifiques dont 3 satellites scientifiques de la NASA (SORCE, GALEX et AIM). Le satellite est stabilisé sur 3 axes et comporte un panneau solaire unique et articulé qui fournit 750 watts. Le contrôle d'attitude et le pointage repose sur un unique viseur d'étoiles multi-têtes[14].

NASA

• (en) NASA, Nuclear Spectroscopic Telescope Array, or NuSTAR, 2012, (lire en ligne)
  Dossier de presse fourni par la NASA pour le lancement de NuSTAR.

Programme Explorer

• (en) Brian Harvey, Discovering the cosmos with small spacecraft : the American Explorer program, Cham/Chichester, Springer Praxis, 2018, (ISBN 978-3-319-68138-2)
  Histoire du programme Explorer.

• Chandra, télescope spatial X mous de la NASA.
• XMM-Newton, télescope spatial X mous de l'Agence spatiale européenne.
• Advanced Telescope for High ENergy Astrophysics, futur télescope X ESA-NASA.
• Télescope à rayons X.
• Télescope spatial.

• (en) Site officiel de Caltech.
• (en) Document de référence de la mission NuSTAR [PDF].
• (en) Présentation de la mission NuSTAR (septembre 2009) [PDF].
• (en) Caractéristiques de la partie optique [PDF].
• (en) Caractéristiques du système de mesure des déformations de l'ensemble optique [PDF].