XMM-Newton (XMM est l'abréviation de X-ray Multi-Mirror) est un observatoire spatial destiné à l'observation des mous () développé par l'Agence spatiale européenne et lancé en 1999. Cet observatoire de grande taille combine à l'époque de son lancement une sensibilité spectroscopique exceptionnelle, une bonne résolution angulaire et un large champ d'observation. Le télescope est constitué de trois optiques Wolter montées en parallèle ayant chacune une surface collectrice de à et une longueur focale de . Deux instruments analysent les photons collectés : le spectro-imageur EPIC et le spectromètre à haute résolution RGS. Enfin un télescope optique (OM) indépendant permet d'associer les découvertes à leur équivalent optique.
XMM-Newton est utilisé notamment pour étudier toutes les sources des rayons X mous telles que la formation des étoiles au sein des pouponnières d'étoiles, les mécanismes qui conduisent à la formation des amas de galaxies, les processus liés à la présence des trous noirs supermassifs au cœur des galaxies, la distribution de la matière noire. XMM-Newton est la deuxième « pierre angulaire » du programme spatial scientifique européen . Le télescope a complètement rempli ses objectifs et a permis, depuis son lancement, de nombreuses découvertes dans le domaine de l'astrophysique.
Sa mission d'une durée initiale de deux ans a été prolongée à plusieurs reprises. La fin de la mission est pour l'instant prévue pour le .
Historique
Les rayons X proviennent des régions les plus chaudes de l'univers (entre de degrés). Ils fournissent donc des informations sur les étoiles, les gaz interstellaires chauds, les trous noirs, les galaxies actives et les amas de galaxies. Les sont interceptés par l'atmosphère terrestre : ils ne peuvent donc être observés que depuis l'espace. Mais l'étude spatiale des est une science assez récente. La première détection de extra-solaires est réalisée le par les américains Riccardo Giacconi et Bruno Rossi.
Le premier télescope spécifiquement destiné à l'étude des , Uhuru est lancé en 1970. À partir de cette date de nouveaux observatoires spatiaux destinés à l'observation de cette bande vont régulièrement se succéder. HEAO-1 est le plus sensible des télescopes assurant une couverture complète du ciel pour des énergies supérieures à avec un flux de (bande ). Il découvre dans le ciel près de de . L'observatoire Einstein permet de détecter des flux de 2x10 entre sur des portions limitées du ciel et démontre que la plupart des objets célestes sont des sources de . Les télescopes européen EXOSAT (1983) et japonais Temna (1983) s'attachent à détailler les caractéristiques visibles et spectrales des découvertes par HEAO-1 et Einstein. Au début des années 1990, le télescope germano-anglo-américain ROSAT (1990) qui effectue des observations sur toute la voûte céleste bouleverse ce panorama en faisant passer à le nombre de découvertes grâce à une instrumentation intégrant les dernières évolutions techniques.
La mission , est proposée en 1984 et approuvée par le Conseil des ministres européen réuni en chargé de se prononcer sur les lignes directrices du programme spatial scientifique de l'ESA. À l'époque le projet prévoit pour des à basse énergie et à haute énergie avec une surface collectrice de et à respectivement . L'objectif scientifique à l'époque est de disposer d'une surface collectrice maximale afin de faire de la spectroscopie en développant un télescope complémentaire du projet AXAF de la NASA tourné vers l'imagerie. En 1987, le rapport du groupe de travail chargé d'affiner la conception du télescope a réduit à 7 le nombre de télescopes pour faire face à des contraintes pratiques. L'équipe chargée de poursuivre l'étude est constituée en 1993 et le projet entre dans une phase d'implémentation en 1994. L'adoption d'une orbite haute excentrique permet de réduire encore le nombre de télescopes. Pour les miroirs, deux types de support sont étudiés dont l'un est à base de fibre de carbone et l'autre à base de nickel ; ce dernier est retenu début 1995. Le développement du satellite débute en 1996. La construction et les tests du XMM-Newton s'étalent de à . XMM-Newton est construit par un consortium de européennes menées par l'industriel allemand Dornier Satellitensysteme qui sera absorbé par la suite par Astrium. Carl Zeiss fournit les mandrins utilisés pour les miroirs, Media Lario réalise les miroirs, MMS Bristol le système de contrôle d'attitude, BPD Difesa e Spazio les moteurs de contrôle d'attitude et Fokker Space BV les panneaux solaires. Le coût total du projet est de d'euros aux conditions économiques de 1999
XMM-Newton, grâce à ses capacités généralement supérieures à celles des télescopes spatiaux qui l'ont précédé, a été conçu pour faire progresser l'astrophysique dans tous les domaines où des rayons X sont émis : physique des trous noirs et étoiles à neutrons genèse des éléments lourds et mécanismes d'échauffement associés. Étude de l'abondance de ces éléments dans les étoiles, le milieu interstellaire chaud, les halos des galaxies, les amas de galaxies, les restes des supernovae. formation des grandes structures : évolution des amas de galaxies nature du fond diffus X observé dans l'ensemble de l'espace interstellaire.
thumb|center|500px|Schéma du télescope XMM-Newton.
Caractéristiques techniques
La taille du télescope XMM-Newton a été fixée par la hauteur et la forme de la coiffe du lanceur . Le satellite est constitué par le tube du télescope de de longueur focale. Les miroirs sont regroupés à une extrémité du tube tandis qu'à l'autre extrémité se trouvent les instruments scientifiques analysant les rayons X collectés. Les autres systèmes du satellite dont le télescope optique sont disposés sur une plateforme ceinturant le tube du télescope au niveau de l'emplacement des miroirs. Le satellite pèse et mesure de long et de large avec ses panneaux solaires déployés et de diamètre. Le système de contrôle d'attitude utilise quatre roues de réaction, deux viseurs d'étoiles, quatre centrales à inertie, trois senseurs fins de Soleil, quatre senseurs de Soleil utilisés pour l'initialisation. Le pointage est réalisé avec une précision d'au moins une minute d'arc. La dérive est de cinq secondes d'arc par heure et de d'arc au bout de seize heures. Le satellite dispose de quatre jeux de deux propulseurs redondant de vingt newtons de poussée consommant de l'hydrazine pour désaturer les roues de réaction et effectuer les corrections d'orbite. Quatre réservoirs interconnectés réalisés en titane de contiennent d'hydrazine. L'énergie est fournie par deux ailes fixes comportant chacune trois panneaux solaires de soit de cellules solaires qui sont conçues pour fournir en tout après dix ans de service. Durant les éclipses, l'énergie est distribuée à partir de deux batteries nickel-cadmium de pesant . Les données sont transférées en temps réel (pas de système de stockage) avec un débit de par seconde. Les miroirs, les viseurs d'étoiles et le télescope optique sont protégés de toute contamination au sol et durant le lancement par des obturateurs amovibles. L'axe du télescope est maintenu en permanence perpendiculaire à la direction du Soleil (à plus ou moins 20° près) ce qui permet de protéger l'optique avec un simple pare-soleil.
Télescope
Pour pouvoir être réfléchis et focalisés vers les détecteurs, les rayons X doivent arriver sous une incidence rasante. Le télescope est optimisé pour réfléchir les rayons X arrivant sous un angle de d'arc (un demi degré soit d'une direction très proche du plan du miroir). Cet angle est optimal pour les rayons ayant une énergie de (ou ). Les rayons ayant une énergie inférieure ou supérieure sont réfléchis partiellement ou pas du tout (ils traversent le miroir). Ainsi la surface collectrice est de pour les rayons de mais de pour ceux de et devient rapidement nulle au-delà. En pratique le télescope permet d'étudier le rayonnement ayant une énergie comprise entre et .
thumb|center|500px|Schéma (coupe) d'une optique Wolter I : 1 : Miroirs paraboliques - 2 : Miroirs hyperboliques - 3 : Rayons X incidents - 4 : Point focal.
thumb|Une optique Wolter du télescope X Nustar similaire à celles embarquées sur XMM-Newton. Pour parvenir à concentrer suffisamment de photons avec la contrainte de l'incidence rasante, les miroirs sont des optiques Wolter de type I composées de cylindriques concentriques imbriqués les unes dans les autres d'un diamètre croissant de à et d'une longueur de . L'épaisseur de chaque miroir est comprise entre et et la distance minimale entre deux miroirs est de . Chaque miroir est constitué d'un support en nickel mis en forme par galvanoplastie recouvert d'une couche réfléchissante en or. Les miroirs constituent la partie la plus complexe du télescope. Ils ont été développés initialement en utilisant un support fait de plastique renforcé par des fibres de carbone (Carbon Fibre Reinforced Plastics CFRP) mais ce matériau ne permettait pas d'atteindre les spécifications attendues. Il a été abandonné en cours de projet au profit du nickel plus lourd mais qui avait déjà été utilisé dans le cadre des programmes SAX et JET-X. Ce changement s'est traduit par un alourdissement important des miroirs malgré l'amincissement du support d'environ 25 %. La masse résultante a imposé de limiter le nombre d'optiques à trois pour rester dans les capacités de lancement de la fusée . La longueur focale est de et le diamètre des optiques est limitée pour que le satellite puisse tenir sous la coiffe du lanceur .
Instruments
XMM-Newton embarque trois instruments dont deux sont situés au point focal des télescopes X (instruments EPIC et RGS) et un télescope optique indépendant effectuant des observations dans le visible permettant d'apporter des informations complémentaires sur les sources de rayonnement X observées. L'ensemble télescopes-instruments confère à XMM-Newton une grande sensibilité grâce à la surface collectrice de ses miroirs (), une bonne résolution angulaire ( d'arc), une résolution spectrale élevée (E/∆E de 800 à pour RGS) et un champ d'observation étendu ( d'arc).
+Principales caractéristiques de XMM-NewtonInstrument EPIC MOS EPIC pn RGS OM Bande 0,15- 0,15- 0,35- 180- Champ optique 30’ 30’ 5’ 17’ Sensibilité (erg s cm) 10 10 20,7 (magnitude) PSF (FWHM/HEW) 5”/14” 6”/15” N/A 1.4”–2.0” Résolution spectrale ~ ~ 0,04/ E/∆E = 350 Résolution temporelle Temps d'observation par orbite 5¹-135 kilosecondes 5-5- 5-¹Temps minimal garantissant une observation efficace
Caméras EPIC Au point focal de chacun des trois télescopes est placée une caméra à rayons X EPIC () capable de fournir des images d'une grande sensibilité sur l'ensemble du champ optique () et longueur d'onde (0,15 à ). La résolution spectrale (E/∆E ~ 20-50) et angulaire (PSF, d'environ FWHM) est modérée. Le détecteur de chaque caméra est composé de plusieurs CCD utilisant la technologie MOS pour deux d'entre elles et de CCD pn pour la troisième caméra. Les CCD MOS d'une épaisseur de sont optimisés pour l'analyse spectrale des rayons X les plus mous (résolution de 6 et d'arc FWHM pour les rayons de ) tandis que les CCD pn épais de sont optimisés pour les rayons plus durs (résolution de d'arc FWHM). Les CCD sont maintenus à une température de pour un fonctionnement optimal grâce à des radiateurs dissipant la chaleur. Les CCD MOS sont constitués de sept puces en silicium constituées chacune de . Les CCD pn sont le résultat de sept ans de recherches de l'Institut Max Planck suivis de deux ans consacrés aux développements, tests et intégration. La sensibilité des CCD est extrêmement élevée puisqu'elle atteint 90 % sur le spectre s'étendant entre et . Chaque image est capturée en et les sources transitoires peuvent être lues avec une résolution temporelle de . Chaque puce a une définition de .
Spectromètres à réseau RGS