Domaine : 0,1 à 912 (soit de ~ 0,1 kev à ~ 100 kev)

E(kev) = 12,38 / l ()
X "mou" : 100 ev à 10 kev
X "dur" : 10 kev à 1 Mev

L'atmosphère terrestre absorbe fortement les rayons X. Les rayons X "dur" peuvent être observés à partir de ballons (altitude ~ 40 km) alors que pour les rayons X "mou", il est nécessaire de disposer de fusées et satellites.

PREMIERES OBSERVATIONS DANS LE DOMAINE LE RAYONNEMENT X

En 1949, grâce à une fusée allemande V-2 de la seconde guerre mondiale, équipée d'un détecteur à rayons X, le rayonnement X du Soleil fut mis en évidence par une équipe de chercheurs américains. Cette expérience n'avait pas été faite par hasard, mais déduite des travaux de Edlen qui, en 1942 avait identifié les raies coronales en émission comme étant des raies interdites d'atomes fortement ionisés, ce qui impliquait une température électronique dans la couronne de 10⁶ K. Or, un plasma à une telle température émet du rayonnement dans le domaine des courtes longueurs d'onde, c'est à partir de ces hypothèses que fut planifiée l'expérience de 1949.

Mais en extrapolant le cas du Soleil à d'autres étoiles de même type, on s'aperçoit vite que leur rayonnement X ne pouvait pas être détecté car, compte tenu de leur distance, le flux collecté aurait été trop faible.

Où chercher les sources de rayonnement X dans l'Univers et, y en a-t-il ?

En 1962, une fusée lancée pour observer le rayonnement X de la Lune (fluorescence) induit par celui du Soleil, détecta par hasard une source intense de rayonnement X dans la direction de la Constellation du Scorpion, et aucune émission en provenance de la Lune. A partir de ce résultat, il fut plutôt facile d'obtenir le financement de fusées, puis de détecter d'autres sources de rayonnement X.
L'Astronomie des rayons X était née.

En 1970, fut lancée le premier satellite consacré à l'observation du rayonnement X : UHURU qui avait pour mission l'étude des sources X détectées par les vols fusées antérieurs. Ce satellite a effectivement pu localiser avec la précision de 1 minute d'arc la plupart des sources connues jusqu'alors, mais il a découvert également une centaine de sources nouvelles dont environ un tiers n'appartiennent pas à notre Galaxie.

Il faut maintenant comprendre le mécanisme d'émission de ce rayonnement X observé avant d'étudier en détail quelques-unes de ces observations.
Rappelons que le milieu interstellaire est transparent au rayonnement X.
Les rayons X de longueur d'onde inférieures à 1 nm peuvent traverser de part en part notre Galaxie sans subir d'absorption notable.

Mais pour observer des rayonnements X de plus grande longueur d'onde (5 nm), il faut observer dans les directions où l'opacité sera moindre, c'est-à-dire plus ou moins perpendiculairement au plan de la Galaxie car ailleurs la quantité de matière interstellaire sur la ligne de visée sera beaucoup plus importante et donc très absorbante.

MÉCANISMES D'ÉMISSION DE RAYONNEMENT X

Plasma chaud - (T_{électronique} = 10⁶ K)

Dans un tel gaz les électrons sont animés de grandes vitesses. En passant au voisinage d'un ion, l'électron subit une accélération et il y a émission de rayonnement. Ce rayonnement est aussi appelé "rayonnement de freinage". La fréquence à laquelle est émis ce rayonnement est directement proportionnelle à la vitesse. Ainsi des électrons à grande vitesse induisent un rayonnement X.

Interaction par collision ion - électron.

Soit un atome dont une couche électronique interne a perdu un électron lors d'une collision avec un proton ou un électron.
Si cette ionisation est suivie d'une capture d'un électron ou bien si un électron d'une couche externe vient occuper cette place vacante, il y a émission d'un rayonnement x.

Rayonnement Synchrotron

La giration d'électrons dans les lignes de force d'un champ magnétique provoque l'émission d'un rayonnement.
Si cet électron est très énergétique (vitesse relativiste) par exemple 10¹⁴ eV, le rayonnement émis sera dans le domaine des X. Ce rayonnement dont la fréquence est aussi fonction de l'intensité du champ magnétique est très directionnel : il est émis dans un faisceau étroit orienté le long de la direction de la vitesse de l'électron.
Ces électrons perdent de l'énergie par rayonnement et leur durée de vie est très brève ; ainsi pour des électrons émettant dans le domaine de fréquence de n = 10²⁰ Hz, leur durée de vie n'est-elle que de 10 semaines environ, ces électrons émettent ensuite dans des fréquences plus grandes.

Effet Compton inverse

Un électron de grande énergie qui entre en collision avec un photon de faible énergie lui transfère une partie de son énergie et peut ainsi former des photons qui rayonneront dans le domaine des X.
Il existe d'autres sources de rayonnement X, en particulier celles dues à l'interaction entre le rayonnement cosmique et les photons.

Nous ne développerons pas ce thème ici.

OBSERVATION DU RAYONNEMENT X

Le collecteur

Pour l'observation des rayons X, les miroirs et lentilles sont inutilisables, car la distance moyenne entre les atomes constituant sa structure est beaucoup plus grande que la longueur d'onde des rayons X environ 10^-8 cm alors que le domaine des rayons X est : 10^-10 cm l 10^-6 cm.

La focalisation des rayons X est donc beaucoup plus difficile que dans le domaine optique : ainsi sous une incidence normale, le rayonnement X traverse une surface optique sans y subir aucune réflexion.

Mais en incidence rasante, les distances interatomiques semblent réduites. Au lieu de d, on a d x sin q. On peut alors espérer provoquer la réflexion du rayonnement. Si on applique un critère voisin de celui du domaine visible, la surface sera effectivement réfléchissante si :

l/5 10^-8 x q (radians)

Si l 10^-8 cm, on a q 0,2 radian 12°, tandis qu'à l 10^-10 cm, on n'a plus qu'un angle d'incidence de 0,1°.

Ainsi est-il possible de focaliser des rayons X mous à condition d'utiliser les miroirs en incidence rasante. Ces miroirs sont constitués par exemple de paraboloïdes de révolution emboîtés. Avec un tel collecteur on peut avoir un pouvoir séparateur de 1 seconde d'arc.

Dans le cas des rayons X durs, cette technique est inopérante. On ne peut que détecter les sources de rayonnement X et repérer leur direction. On utilise pour cela des collimateurs qui permettent d'éliminer le rayonnement venant des autres directions.

Ces collimateurs ont une résolution spectrale médiocre : 1 minute d'arc environ. Ils ne permettent pas de localiser les sources avec précision.
Le pouvoir de résolution médiocre des " télescopes pour rayons X " rend difficile l'identification des sources X avec des sources radio ou bien tout simplement des étoiles.

Le détecteur

Pour la détection des rayons X mous on utilise l'effet photoélectrique, dans le cas de rayons X durs des compteurs Geiger.
Un compteur Geiger fonctionne de la façon suivante :

Le rayonnement X ionise un gaz situé dans une enceinte, dans les parois de laquelle se trouvent 2 électrodes. Les électrons migrent vers le pôle positif et les ions vers le pôle négatif. On peut alors mesurer l'intensité de la décharge qui se produit entre ces 2 électrodes. Cette intensité va dépendre du nombre d'ions qui auront été créés et celui-ci est lui-même fonction de l'énergie du rayonnement X qui a interagi avec le gaz.

Le bruit de fond d'un tel détecteur est important car les rayons cosmiques agissent également, ainsi que les particules secondaires provenant des interactions des rayons cosmiques avec le satellite lui-même. On peut connaître une partie de l'intensité de ce bruit de fond en plaçant des détecteurs latéraux.