Le ou , est un petit télescope spatial à de la NASA, lancé le , qui a pour objectif l'observation de rayons plus énergétiques (3-) que ceux étudiés par Chandra et XMM-Newton. Le télescope utilise deux optiques de type Wolter-I, constituées de cylindriques emboîtés les uns dans les autres. Les miroirs en verre sont recouverts de plusieurs couches métalliques qui exploitent le principe du miroir de Bragg pour permettre la réflexion des rayons X les plus durs sous des incidences plus élevées. Ceux-ci font converger les rayons X sur des détecteurs constitués par quatre détecteurs à semi-conducteur de type TZC. Le télescope utilise une technique mise au point pour le télescope à rayons X HEFT transporté par ballon. La sensibilité résultante pour les rayons X durs est de 10 à supérieure aux télescopes de génération précédente.
doit étudier différentes sources astronomiques d'émission de rayons X durs. Il est chargé d'identifier et évaluer la masse des trous noirs présents dans notre galaxie et détectables par ses instruments, de dresser une carte des explosions de supernova récentes, de mesurer le changement d'intensité des jets de particules relativistes intenses et d'identifier les sources d'énergie les plus puissantes de notre Galaxie tels que les trous noirs supermassifs et les magnétars.
est le satellite du programme Small Explorer de la NASA consacré aux petits satellites scientifiques dont le coût est inférieur à de dollars américains. Il est lancé par un lanceur aéroporté Pegasus qui le place sur une orbite basse circulaire à d'altitude avec une inclinaison quasi équatoriale (6°). La durée nominale de la mission est de deux ans mais peut être étendue à six ans.
Contexte Des progrès techniques récents dans le domaine des rayons X durs
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.
Au cours des années 2000, des progrès techniques majeurs sont effectués dans le domaine de l'astronomie en rayons X durs (plus de ) 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 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 (HEFT) : celui-ci permet la mise au point de l'optique et des détecteurs utilisés par qui doivent être également mis en œuvre par le télescope spatial japonais ASTRO-H (perdu peu après son lancement). est le premier télescope spatial à utiliser cette technique .
Le lancement du projet
En , est une des soumises pour les 10 et du programme Small Explorer qui regroupe des missions scientifiques à coût peu élevé (moins de de dollars américains) . En novembre de la même année, la NASA sélectionne et quatre autres propositions pour une première étude de faisabilité de cinq mois. En , la NASA sélectionne sous réserve de la conclusion favorable d'une étude de faisabilité d'un an. Le programme est arrêté en à la suite de restrictions dans le budget 2007 consacré aux sciences. En , le projet est réactivé avec un lancement planifié pour .
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. Les principaux partenaires industriels de sont Orbital Sciences Corporation qui fournit la plateforme et assemble le satellite et ATK Space Systems qui réalise le mât télescopique.
Objectifs scientifiques
thumb|Schéma du télescope 1 : optique - 2 : détecteur au plan focal - 3 : viseur d'étoiles - 4 et 5 : système de mesure laser - 6 : mât déployable ().
est le premier télescope spatial à rayons X durs, c'est-à-dire dont l'énergie est comprise en 6 et . Jusqu'à présent, ce rayonnement est peu étudié car les optiques mises en œuvre utilisent la technique des masques codés qui induit une sensibilité limitée et beaucoup de bruit de fond.
Les principaux objectifs du télescope sont d'étudier les trous noirs, de dresser une carte des supernova récentes, d'étudier les sources des jet relativistes des galaxies les plus actives abritant des trous noirs supermassifs et d'identifier les sources d'énergie les plus puissantes de notre Galaxie . a comme objectif secondaire l'étude des rayons X durs émis par la couronne solaire durant les éruptions solaires ainsi que la détection des axions, particules hypothétiques qui peuvent être émises par le Soleil .
Étude des trous noirs
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 . 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 ( de fois la masse du Soleil) qui est situé au cœur de notre galaxie, associé à la radiosource Sagittarius A*, est ainsi masqué par la poussière stellaire et les gaz qui l'entourent mais peut être détecté grâce aux émissions de . L'un des objectifs de 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 .
Cartographie des supernova
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 .
Étude des sources de jets relativistes
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. doit mesurer le changement d'intensité de ces jets dans le domaine des rayons X dur .
Identification des sources d'énergie les plus puissantes de notre galaxie
Les rayons X durs que peut observer ne sont pas affectés par la présence de nuages de gaz contrairement aux rayons X mous. 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*. 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 .
Caractéristiques techniques de a une masse totale de . Il utilise une plateforme d'Orbital Sciences qui supporte deux télescopes jumeaux .
Caractéristiques du télescope
thumb|center|500px|Schéma d'une optique Wolter 1 : 1 : miroirs paraboliques - 2 : miroirs hyperboliques - 3 : rayons X incidents - 4 : Point focal. thumb|Un des deux ensembles optiques. 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 (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 mises en forme par thermoformage : les miroirs internes (coques 1 à 65) sont constitués de de verre tandis que les miroirs externes sont réalisés avec . Les plaques sont attachées entre elles par des entretoises en fibre de carbone d'une largeur comprise entre et 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 dix 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 .
thumb|Plan focal avec les détecteurs entourés du blindage actif en iodure de césium (matériau blanc).