Chandra, ou l'observatoire de rayons X Chandra (en anglais : CXRO pour ; anciennement AXAF pour ) 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 placés dans l'espace. Grâce à son optique de type Wolter associée à une longueur focale de , son pouvoir de résolution descend sous la seconde d'arc dans la gamme de rayons X mous (0,1 à ) pour laquelle il est conçu et sa résolution spectrale dépasse dans la bande 0,08 à . Le télescope de dispose de quatre instruments situés au point focal : le spectromètre imageur ACIS (), la caméra à haute résolution HRC (), le spectromètre à réseau de transmission à haute énergie HETGS ( et le spectromètre à réseau de transmission à basse énergie LETGS ().

Placé sur une orbite haute elliptique de 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 thumb|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 ), est proposé à la NASA par Riccardo Giacconi et Harvey Tananbaum. L'année suivante, les développements débutent au centre de vol spatial Marshall ( - MSFC) et au (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.

Lancement

Chandra est lancé le par la navette spatiale Columbia dans le cadre de la mission STS-93. Les caractéristiques de la navette spatiale américaine ne lui permettent pas de se placer sur l'orbite haute sur laquelle doit circuler le télescope. Pour contourner cette limitation, le télescope est embarqué dans la soute cargo de la navette avec l (IUS). L'ensemble constitue la charge la plus lourde emportée par une navette spatiale depuis son premier vol. Environ après que le navette se mette en orbite autour de la Terre à une altitude de , le télescope solidaire de l'IUS est expulsé de la soute sous l'action d'un ressort. Une heure plus tard, une fois que la navette spatiale s'éloigne à une distance de sécurité, le premier étage à propergol solide de l'IUS est mis à feu puis trois minutes plus tard le deuxième étage. Chandra circule désormais sur une orbite de . Les panneaux solaires sont déployés et le dernier étage IUS est largué. Au cours des neuf jours suivants, la propulsion principale du télescope est mis à feu à cinq reprises pour modifier l'orbite qui passe à avec une inclinaison de 28,5° et est désormais parcourue en et . Les instruments sont mis en marche pour qu'ils s'adaptent à la température de l'espace et au vide spatial. Deux semaines et demie plus tard l'opercule qui protège le pare-soleil qui est replié de manière à protéger la partie optique est déployé et le rayonnement X d'une première source est focalisée sur les détecteurs des instruments. La vérification et la calibration des instruments prend quelques semaines supplémentaires avant qu'une première image puisse être produite le : l'objet céleste observé est Cassiopée A, le rémanent d'une supernova qui a explosé il y a ..

Fonctionnement opérationnel

Les opérations sont conduites par le au Chandra X-ray Center à Cambridge dans le Massachusetts, avec l'assistance du (MIT) et de la Northrop Grumman Corporation. Les dispositifs à transfert de charges (CCD) de ACIS sont endommagés par les premiers passages dans la ceinture de Van Allen. Pour éviter que cela ne se reproduise, une procédure de retrait systématique de cet instrument, hors du plan focal lors de ces passages, est mise en place.

La planification annuel des observations effectuées avec le télescope est déterminé à la suite d'un appel à propositions annuel lancé par la NASA : un comité constitué de scientifiques du domaine sélectionne les propositions argumentées remises par les demandeurs sur la base de leur intérêt scientifique.

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 . 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 (, HRC) et le spectromètre imageur (, 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 ( - PCAD), le système d'alimentation électrique (, EPS), et le système de commande, de contrôle et de gestion des données ( - CCDM)..

Deux ailes s'étendant de part et d'autre du télescope portant chacune trois panneaux solaires qui fournissent qui peuvent être stockés dans trois accumulateurs nickel-hydrogène d'une capacité de . 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 deux heures. L'envergure totale du télescope avec ses panneaux solaires déployés est de . Le système de propulsion comporte d'une part le système IPS (), 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 () utilisé pour désaturer les roues de réaction chargées de contrôler l'orientation du télescope. Le système IPS utilise deux moteurs d'apogée de de poussée et des moteurs de contrôle d'orientation de tandis que les moteurs utilisés pour la désaturation ont une poussée de . 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 . Le système de contrôle d'attitude et de pointage du télescope ( - 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 trois axes mais la précision demandée pour le pointage () est relativement faible comparée à celle, par exemple, du télescope spatial Hubble. Cette caractéristique découle du mode de fonctionnement des détecteurs de 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 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 (, 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 (, OBC) utilisant un processeur assurent le fonctionnement de l'ensemble. Deux ordinateurs LSI 16-bit 1750A prennent le relais lorsque le télescope passe en mode de survie (). Les données sont stockées dans deux mémoires de masse d'une capacité unitaire de . Les échanges avec les stations sur Terre sont assurées via deux transpondeurs fonctionnant en associés à des antennes à faible gain. Le débit moyen est de 32 à par seconde pour l'émission des données scientifiques et de pour la réception des commandes. Pour les données télémétriques qui informent le contrôle au sol de l'état du satellite le débit est de par seconde dont sont alloués au fonctionnement des instruments et aux autres équipements du satellite.

thumb|center|redresse=1.2|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 , 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 est importante (0,25° pour un rayon de mais seulement 0,07° à ). 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 (). 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.. 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 . La longueur est de pour la partie optique et de hors tout, en incluant les collimateurs antérieur et postérieur. La superficie collectrice effective est de à et de à . La résolution angulaire obtenue est de (). L'ensemble a une masse de

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