Astronomie

Des travaux sont-ils en cours pour pousser les capacités de base longue du télescope Event Horizon à des longueurs d'onde submillimétriques ?

Des travaux sont-ils en cours pour pousser les capacités de base longue du télescope Event Horizon à des longueurs d'onde submillimétriques ?


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Le communiqué de presse de l'Institut Max Planck de radioastronomie Quelque chose se cache au cœur du Quasar 3C 279 ; Les premières images du télescope Event Horizon d'un jet alimenté par un trou noir montrent un montage époustouflant de trois images du télescope Event Horizon à des longueurs d'onde de 7, 3 et 1,3 mm (43, 86 et 230 GHz) démontrant comment la fréquence la plus élevée en combinaison avec la taille de la planète les lignes de base travaillent ensemble pour produire des observations à « une résolution extrême de 20 microsecondes d'arc », citant le titre de l'article du 5 avril 2020 sur l'astronomie et l'astrophysique Kim et al. 2020 Event Horizon Imagerie au télescope de l'archétype blazar 3C 279 à une résolution extrême de 20 microsecondes d'arc.

De Comment ALMA produit-il des oscillateurs locaux ~THz stables et mutuellement cohérents pour toutes leurs paraboles ? Je sais que les récepteurs d'ALMA peuvent aller jusqu'à environ 950 GHz. Des travaux sont-ils en cours pour augmenter le nombre de sites de radiotélescopes autour de la Terre avec des récepteurs d'environ 1 THz afin de pousser les capacités de base longue du télescope Event Horizon à des longueurs d'onde submillimétriques ?


Auteur : Harriet Parsons

Deux télescopes basés à Hawaï, le James Clerk Maxwell Telescope (JCMT), exploité par l'Observatoire d'Asie de l'Est, et le Submillimeter Array (SMA), exploité par le Smithsonian Astrophysical Observatory et l'Academia Sinica Institute for Astronomy and Astrophysics, ont une fois à nouveau combiné leurs efforts avec le réseau mondial de télescopes connu sous le nom de télescope Event Horizon. Aujourd'hui, l'image de Pōwehi, le trou noir au centre de M87, a été montrée sous une nouvelle lumière - une lumière spécifiquement polarisée. La lumière polarisée a permis aux astronomes pour la première fois dans l'histoire de mesurer la polarisation, une signature des champs magnétiques, ceci près du bord d'un trou noir. Les observations sont essentielles pour expliquer comment la galaxie M87, située à 55 millions d'années-lumière, est capable de lancer des jets énergétiques à partir de son cœur.

« Nous voyons maintenant la prochaine preuve cruciale pour comprendre comment les champs magnétiques se comportent autour des trous noirs et comment l'activité dans cette région très compacte de l'espace peut entraîner des jets puissants qui s'étendent bien au-delà de la galaxie » déclare Monika Mościbrodzka, coordinatrice du groupe de travail sur la polarimétrie EHT et professeure adjointe à l'Université Radboud aux Pays-Bas.

Le 10 avril 2019, les scientifiques ont publié la toute première image d'un trou noir, Pōwehi, révélant une structure en forme d'anneau lumineux avec une région centrale sombre - l'ombre du trou noir. Depuis lors, la collaboration EHT a approfondi les données sur l'objet supermassif au cœur de la galaxie M87 collectées en 2017. Ils ont découvert qu'une fraction importante de la lumière autour du trou noir M87 est polarisée.

Une vue du trou noir supermassif M87 en lumière polarisée. La collaboration Event Horizon Telescope (EHT), qui a produit la toute première image d'un trou noir publiée en 2019, a aujourd'hui une nouvelle vue de l'objet massif Pōwehi au centre de la galaxie Messier 87 (M87): à quoi il ressemble en polarisé lumière. C'est la première fois que des astronomes ont pu mesurer la polarisation, une signature des champs magnétiques, aussi près du bord d'un trou noir. Cette image montre la vue polarisée du trou noir dans M87. Les lignes marquent l'orientation de la polarisation, qui est liée au champ magnétique autour de l'ombre du trou noir. Crédit : EHT

La lumière se polarise lorsqu'elle passe à travers certains filtres. Par exemple, beaucoup d'entre nous ici à Hawaï ont des lunettes de soleil polarisées. Dans l'espace, la lumière peut se polariser lorsqu'elle est émise dans des régions chaudes de l'espace qui sont magnétisées. De la même manière que les lunettes de soleil polarisées nous aident à mieux voir en réduisant les reflets et l'éblouissement des surfaces lumineuses, les astronomes peuvent affiner leur vision de la région autour du trou noir en regardant comment la lumière qui en provient est polarisée. Plus précisément, la polarisation permet aux astronomes de cartographier les lignes de champ magnétique présentes au bord intérieur du trou noir.

Les jets lumineux d'énergie et de matière qui émergent du noyau de M87 et s'étendent à au moins 5 000 années-lumière de son centre sont l'une des caractéristiques les plus mystérieuses et énergétiques de la galaxie. La plupart des matières se trouvant près du bord d'un trou noir y tombent. Cependant, certaines des particules environnantes s'échappent quelques instants avant d'être capturées et sont projetées loin dans l'espace sous la forme de jets.

L'astronome de Hilo Geoff Bower, qui est le scientifique du projet EHT, a déclaré Ces belles images racontent une histoire incroyable sur la façon dont les puissants champs magnétiques contrôlent l'appétit du trou noir et canalisent une partie de son déjeuner à presque la vitesse de la lumière. La production de ces images a été une réalisation technique incroyable, des observations à travers le monde à l'analyse d'images sophistiquée.

Les astronomes se sont appuyés sur différents modèles du comportement de la matière près du trou noir pour mieux comprendre ce processus. Mais ils ne savent toujours pas exactement comment des jets plus gros que la galaxie sont lancés depuis sa région centrale, qui est aussi petite que le système solaire, ni comment exactement la matière tombe dans le trou noir. Avec la nouvelle image EHT du trou noir et de son ombre en lumière polarisée, les astronomes ont réussi pour la première fois à examiner la région juste à l'extérieur du trou noir où se produit cette interaction entre la matière entrant et éjectée.

Cette image composite montre trois vues de la région centrale de la galaxie Messier 87 (M87) en lumière polarisée. La galaxie a un trou noir supermassif en son centre et est célèbre pour ses jets, qui s'étendent bien au-delà de la galaxie. L'une des images en lumière polarisée, obtenue avec le réseau chilien Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), montre une partie du jet en lumière polarisée, avec une taille de 6000 années-lumière du centre de la galaxie. Les autres images en lumière polarisée se rapprochent du trou noir supermassif : la vue du milieu couvre une région d'environ une année-lumière et a été obtenue avec le Very Long Baseline Array (VLBA) du National Radio Astronomy Observatory aux États-Unis. La vue la plus agrandie a été obtenue en reliant huit télescopes à travers le monde pour créer un télescope virtuel de la taille de la Terre, l'Event Horizon Telescope ou EHT. Cela permet aux astronomes de voir très près du trou noir supermassif, dans la région où les jets sont lancés. Les lignes marquent l'orientation de la polarisation, qui est liée au champ magnétique dans les régions imagées. Les données ALMA fournissent une description de la structure du champ magnétique le long du jet. Par conséquent, les informations combinées de l'EHT et de l'ALMA permettent aux astronomes d'étudier le rôle des champs magnétiques depuis le voisinage de l'horizon des événements (tel que sondé avec l'EHT à l'échelle du jour-lumière) jusqu'à bien au-delà de la galaxie M87 le long de ses puissants jets (tels que sondés avec ALMA à l'échelle du millier d'années-lumière). Les valeurs en GHz se réfèrent aux fréquences de lumière auxquelles les différentes observations ont été faites. Les lignes horizontales montrent l'échelle (en années-lumière) de chacune des images individuelles. Crédit : © EHT Collaboration ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Goddi et al. VLBA (NRAO), Kravchenko et al. J.C. Algaba, I. Martí-Vidal

L'équipe a découvert que seulement 0,1% des modèles théoriques peuvent expliquer ce que les astronomes voient à l'horizon des événements. Les nouvelles observations ont également révélé des informations sur la structure et la force du champ magnétique juste à l'extérieur du trou noir que les astronomes n'avaient pas auparavant.

"Notre premier aperçu de Pōwehi - un instantané de l'intensité lumineuse totale - était comme voir l'affiche du film. Maintenant, avec nos lunettes polarisées, nous avons des sièges au premier rang au début du film. Les images polarisées nous montrent comment les trous noirs font ce qu'ils font et pourquoi nous voyons ce que nous voyons », Le directeur adjoint du JCMT, le Dr Jessica Dempsey, déclare. «Notre équipe mondiale et nationale a repoussé toutes les limites techniques, théoriques et observationnelles pour y parvenir. Et nous sommes encore dans les premières minutes de l'histoire. Nous avons tellement plus à voir. Passez le pop-corn.

Pour observer le cœur de la galaxie M87, la collaboration a relié huit télescopes à travers le monde, dont le JCMT et le SMA situés à Maunakea, pour créer un télescope virtuel de la taille de la Terre, l'EHT. La résolution impressionnante obtenue avec l'EHT est équivalente à celle nécessaire pour mesurer la longueur d'une carte de crédit à la surface de la Lune.

Cela a permis à l'équipe d'observer directement l'ombre du trou noir et l'anneau de lumière qui l'entoure, la nouvelle image en lumière polarisée montrant clairement que l'anneau est magnétisé.

« L'EHT est une installation unique en son genre pour tester les lois de la physique dans une région d'extrême gravité. Cela nous donne une chance unique d'examiner des phénomènes que nous n'avons jamais étudiés auparavant », », déclare Jongho Park, membre de la collaboration EHT, membre de l'East Asian Core Observatories Association à l'Academia Sinica, Institut d'astronomie et d'astrophysique de Taïwan.

Les futures observations d'EHT révéleront encore plus d'informations sur la mystérieuse région de l'espace à proximité des horizons des événements des trous noirs supermassifs. Les résultats sont publiés aujourd'hui dans deux articles distincts dans The Lettres de revues astrophysiques par la collaboration EHT. La recherche, qui a été coordonnée par Mościbrodzka, a impliqué plus de 300 chercheurs de plusieurs organisations et universités du monde entier. Simon Radford, directeur des opérations d'Hawaï, Submillimeter Array a déclaré « Cette recherche met en valeur l'étroite coopération entre les observatoires d'Hawaï et d'ailleurs. La SMA et la JCMT participent à l'EHT depuis plus d'une décennie. Ils continueront à jouer un rôle majeur dans les futures observations EHT en raison de leur emplacement, de leur technologie et du dévouement de leur personnel talentueux.”


2018 sera l'année où l'humanité « verra » directement notre premier trou noir

Les trous noirs sont parmi les objets les plus incroyables de l'Univers. Il y a des endroits où tant de masse s'est accumulée dans un volume si petit que les particules de matière individuelles ne peuvent pas rester telles qu'elles sont normalement, et s'effondrent plutôt en une singularité. Autour de cette singularité se trouve une région semblable à une sphère connue sous le nom d'horizon des événements, de l'intérieur de laquelle rien ne peut s'échapper, même si elle se déplace à la vitesse maximale de l'Univers : la vitesse de la lumière. Bien que nous connaissions trois façons distinctes de former des trous noirs et que nous ayons découvert des preuves pour des milliers d'entre eux, nous n'en avons jamais imagé directement. Malgré tout ce que nous avons découvert, nous n'avons jamais vu l'horizon des événements d'un trou noir, ni même confirmé qu'ils en avaient vraiment un. L'année prochaine, tout est sur le point de changer, car les premiers résultats du télescope Event Horizon seront révélés, répondant à l'une des questions les plus anciennes en astrophysique.

L'idée d'un trou noir n'est pas nouvelle, car les scientifiques ont réalisé pendant des siècles que lorsque vous accumulez plus de masse dans un volume donné, vous devez vous déplacer à des vitesses de plus en plus rapides pour échapper au puits gravitationnel qu'il crée. Puisqu'il existe une vitesse maximale à laquelle tout signal peut voyager - la vitesse de la lumière - vous atteindrez un point où tout ce qui se trouve à l'intérieur de cette région est piégé. La matière à l'intérieur essaiera de se soutenir contre l'effondrement gravitationnel, mais toutes les particules porteuses de force qu'elle tente d'émettre se courbent vers la singularité centrale, il n'y a aucun moyen d'exercer une poussée vers l'extérieur. De ce fait, une singularité est inévitable, entourée d'un horizon événementiel. Quelque chose qui tombe dans l'horizon des événements ? Piégés également de l'intérieur de l'horizon des événements, tous les chemins mènent vers la singularité centrale.

En pratique, nous connaissons trois mécanismes pour créer de vrais trous noirs astrophysiques.

  1. Lorsqu'une étoile suffisamment massive brûle son combustible et devient une supernova, le noyau central peut imploser, convertissant un fragment substantiel de l'étoile pré-supernova en un trou noir.
  2. Lorsque deux étoiles à neutrons fusionnent, si leur masse combinée après la fusion est supérieure à environ 2,5 à 2,75 masses solaires, cela entraînera la production d'un trou noir.
  3. Et si une étoile massive ou un nuage de gaz peut subir un effondrement direct, elle aussi produira un trou noir, où 100% de la masse initiale entrera dans le trou noir final.

Au fil du temps, les trous noirs peuvent continuer à dévorer la matière, augmentant à la fois en masse et en taille. Si vous doublez la masse de votre trou noir, son rayon double également. Si vous l'augmentez par dix, le rayon augmente également d'un facteur dix. Cela signifie qu'au fur et à mesure que vous montez en masse - à mesure que votre trou noir grandit - son horizon des événements devient de plus en plus grand. Puisque rien ne peut s'en échapper, l'horizon des événements devrait apparaître comme un "trou" noir dans l'espace, bloquant la lumière de tous les objets derrière lui, aggravée par la courbure gravitationnelle de la lumière due aux prédictions de la relativité générale. Tout compte fait, nous nous attendons à ce que l'horizon des événements apparaisse, de notre point de vue, 250 % aussi grand que les prédictions de masse l'impliqueraient.

En tenant compte de tout cela, nous pouvons examiner tous les trous noirs connus, y compris leurs masses et à quelle distance ils se trouvent, et calculer lequel devrait apparaître le plus grand depuis la Terre. Le gagnant? Sagittaire A*, le trou noir au centre de notre galaxie. Ses propriétés combinées d'être "seulement" distant de 27 000 années-lumière tout en atteignant une masse spectaculairement grande, 4 000 000 fois celle du Soleil, en font le n°1. Fait intéressant, le trou noir qui frappe #2 est le trou noir central de M87 : la plus grande galaxie de l'amas de la Vierge. Bien qu'elle représente plus de 6 milliards de masses solaires, elle se trouve à environ 50 à 60 millions d'années-lumière. Si vous voulez voir un horizon événementiel, notre propre centre galactique est l'endroit à regarder.

Si vous aviez un télescope de la taille de la Terre, et rien entre nous et le trou noir pour bloquer la lumière, vous seriez capable de le voir, pas de problème. Certaines longueurs d'onde sont relativement transparentes à la matière galactique intermédiaire, donc si vous regardez la lumière à grande longueur d'onde, comme les ondes radio, vous pourriez potentiellement voir l'horizon des événements lui-même. Maintenant, nous n'avons pas de télescope de la taille de la Terre, mais nous avons un réseau de radiotélescopes partout dans le monde et les techniques de combinaison de ces données pour produire une seule image. Le télescope Event Horizon rassemble le meilleur de notre technologie actuelle et devrait nous permettre de voir notre tout premier trou noir.

Au lieu d'un seul télescope, 15 à 20 radiotélescopes sont disposés à travers le monde, observant la même cible simultanément. Avec jusqu'à 12 000 kilomètres séparant les télescopes les plus éloignés, des objets aussi petits que 15 microsecondes d'arc (μas) peuvent être résolus : la taille d'une mouche sur la Lune. Compte tenu de la masse et de la distance du Sagittaire A*, nous nous attendons à ce qu'il apparaisse plus de deux fois plus grand que ce chiffre : 37 μas. Aux fréquences radio, nous devrions voir beaucoup de particules chargées accélérées par le trou noir, mais il devrait y avoir un "vide" là où se trouve l'horizon des événements lui-même. Si nous pouvons combiner correctement les données, nous devrions être en mesure de construire une image d'un trou noir pour la toute première fois.

Les télescopes composant le télescope Event Horizon ont pris leur tout premier coup pour observer simultanément le Sagittaire A * l'année dernière. Les données ont été rassemblées et elles sont actuellement en cours de préparation et d'analyse. Si tout fonctionne comme prévu, nous aurons notre première image en 2018. Apparaîtra-t-elle comme le prédit la Relativité Générale ? Il y a des choses incroyables à tester :

  • si le trou noir a la bonne taille comme prédit par la relativité générale,
  • si l'horizon des événements est circulaire (comme prévu), ou aplati ou allongé à la place,
  • si les émissions radio s'étendent plus loin que nous le pensions, ou
  • s'il y a d'autres écarts par rapport au comportement attendu.

Quoi que nous fassions (ou non) découvrions, nous sommes sur le point de faire une percée incroyable simplement en construisant notre toute première image d'un trou noir. Nous n'aurons plus besoin de nous fier à des simulations ou à des conceptions d'artistes, nous aurons notre toute première image réelle basée sur des données avec laquelle travailler. Si cela réussit, cela ouvre la voie à des études de base encore plus longues avec un réseau de radiotélescopes dans l'espace, nous pourrions étendre notre portée d'un seul trou noir à plusieurs centaines d'entre eux. Si 2016 était l'année de l'onde gravitationnelle et 2017 était l'année de la fusion d'étoiles à neutrons, alors 2018 serait l'année de l'horizon des événements. Pour tout fan d'astrophysique, de trous noirs et de relativité générale, nous vivons à l'âge d'or. Ce qui était autrefois considéré comme « untestable » est soudainement devenu réel.


Des travaux sont-ils en cours pour pousser les capacités de base longue du télescope Event Horizon à des longueurs d'onde submillimétriques ? - Astronomie

C'est joliment fait ! L'utilisation d'expressions fermées pour les intersections de rayons est une bonne amélioration, cela rend l'ensemble beaucoup plus fluide. J'ai posté un shader similaire il y a quelque temps dans ce post, où j'ai utilisé le ray marching 'standard' pour rendre les formes. Depuis, j'ai (occasionnellement) joué avec le rendu de surfaces implicites définies par le bruit volumétrique, pour une géométrie plus complexe.

C'est rassurant que votre résultat soit exactement le même :).

Absolument! On dirait que les maths fonctionnent :)

J'aime beaucoup rendre ce genre d'espaces incurvés, et plus particulièrement j'essaie de penser aux différents types de concepts de jeu qui fonctionneraient bien dans différents types d'espaces, afin que les joueurs puissent vraiment explorer les bizarreries d'un tel espace. La 3 sphère fonctionnerait bien pour une sorte de jeu d'univers de poche, où il n'y a pas de frontière artificielle mais seulement autant d'espace vide. La gravité peut être mise en œuvre un peu comme dans un espace plat, donc peut-être que certaines dynamiques orbitales peuvent également être incorporées. De plus, il peut être cool que le joueur commence sur une planète et que l'échelle de l'environnement initial soit si petite que la courbure de l'espace lui-même ne devienne même apparente que plus tard, lorsque le joueur est plus libre de voyager. loin de la planète.

Bien sûr, l'espace hyperbolique a déjà Hyperrogue en 2D. En full 3D, un concept de jeu où certains objets relativement proches sont étonnamment difficiles à trouver pourrait être intéressant. Et le défi du retour en arrière est toujours intéressant en 3D, je suppose.

Vidéo sympa montrant à quoi ressemblerait la vie sur une hypersphère

C'est peut-être une question stupide, mais quel est exactement le collecteur sur lequel il se trouve dans la vidéo ? Comme, tous les points x y z w avec x 2 + y 2 + z 2 + w 2 = 1, mais avec tout w < 0 "ground"? Cela n'en fait-il pas plus une hémihypersphère ? Je suis très confus, mais ça a l'air vraiment cool.

C'est tout à fait exact, la moitié du volume est occupée par le sol dans ce cas. Si la caméra était exactement au niveau du sol, elle semblerait plate et vous pourriez voir la caméra elle-même dans toutes les directions le long de celle-ci.Dans l'état actuel des choses, la distance la plus éloignée que vous puissiez voir se trouve à un peu moins de la moitié de la distance du grand cercle.

Les capteurs du radiotélescope ont-ils une résolution 2D ou produisent-ils un seul signal ?

Une antenne radio de base ne reçoit en effet qu'un seul signal (une tension fluctuant rapidement en fonction du temps), qui peut être traité pour déterminer la quantité d'énergie entrante pour la gamme de composantes spectrales auxquelles l'antenne et le récepteur sont sensibles. à.

Mais : si vous utilisez une parabole appropriée pour focaliser les ondes radio, vous pouvez échantillonner le plan image en plusieurs points (comme le fait un télescope optique, mais à une résolution beaucoup plus faible) et faire une image (grossière). Vous utilisez essentiellement plusieurs petites antennes dans le plan focal de la parabole, chacune produisant son propre signal. Un bel exemple de ceci est APERTIF, sur le radiotélescope de synthèse de Westerbork. Voir https://old.astron.nl/astronomy-group/apertif/apertif.

APERTIF utilise en fait ce système sur plusieurs paraboles, de sorte que tous ces signaux peuvent également être corrélés les uns aux autres sur plusieurs groupes d'antennes de captage pour fournir des capacités d'imagerie impressionnantes à une résolution plus élevée et sur une plus grande partie du ciel à un moment donné.

Une simulation de l'apparence d'une source de lumière incohérente au ralenti.

C'est une belle visualisation ! C'est vraiment bien de montrer le genre d'informations qui restent accessibles lorsque l'on considère le système à différentes échelles de temps.

D'après l'apparence des choses, vous simulez une source monochromatique, je pense. Serait-il facile d'envisager une source de rayonnement à large bande (avec des fréquences couvrant environ un facteur dix) ? Je suppose que le champ de rayonnement semblera beaucoup plus compliqué et désordonné (peut-être à tel point qu'il ne vous dit pas grand-chose d'intéressant), mais qui sait - il pourrait montrer d'autres phénomènes intéressants.

Labyrinthe hyperbolique

C'est adorable! J'ai également joué avec des simulations de géométrie hyperbolique et j'ai réfléchi aux mécanismes de jeu qui seraient particulièrement adaptés à une utilisation dans un espace hyperbolique. Ce jeu fait grand usage du fait que vous perdez rapidement vos repères dans un tel monde, car il y a, en gros, beaucoup plus d'espace situé dans une direction donnée que ce à quoi vous vous attendriez d'après notre expérience avec (plus ou moins) un espace plat . Vous pouvez être quelque part où tous les lieux de jeu sont à proximité, mais vous devez savoir exactement dans quelle direction aller afin de trouver l'un d'entre eux en particulier.

J'attends avec impatience ce jeu que Code Parade prévoit de sortir plus tard cette année, qui semble impliquer à la fois un espace à courbe négative (hyperbolique) et à courbe positive (sphérique).

Avez-vous déjà joué à HyperRogue ? C'est vraiment amusant, même si je ne suis pas sûr de la partie de la géométrie hyperbolique et de la mécanique du jeu qui pourrait aussi bien fonctionner dans l'espace euclidien. Quoi qu'il en soit, il existe une version gratuite avec pratiquement toutes les fonctionnalités, et elle s'exécute à partir d'un .exe directement sans programme d'installation, il est donc très facile de l'essayer :)

Oui absolument! Je pense que HyperRogue est également brillant, même si je n'ai jamais vraiment réussi à le terminer. Cela me fait penser à la façon dont le monde du jeu est stocké - je me souviens vaguement que l'auteur a documenté bon nombre des détails de la mise en œuvre sur un site Web ou un blog dédié.

Je suppose qu'il y a deux façons de garder une trace du monde du jeu : soit vous rendez le monde du jeu périodique, comme une répétition à grande échelle 'tile' (comme ce labyrinthe hyperbolique de cet article) et ne gardez qu'une seule ɼopie& #x27 en mémoire, ou vous générez des morceaux du monde à la volée et stockez l'environnement du joueur dans un rayon critique, peut-être avec les zones visitées par le joueur qui restent plus longtemps en mémoire afin qu'elles puissent être revisitées. Tout autre moyen se heurte assez rapidement à des problèmes de mémoire, j'imagine.

Je suis à la recherche d'une ressource pour analyser des images astronomiques, et j'aurais besoin d'un peu d'aide.

Ça a l'air d'être un projet intéressant ! Pendant que tu pourrait rechercher des fichiers FITS bruts et extraire toutes les structures visibles et les images stellaires à partir de là, ce serait un processus assez pénible car vous auriez probablement besoin de réinventer la roue en ce qui concerne l'extraction d'informations utiles à partir de tableaux de pixels, ou d'utiliser autrement des fichiers difficiles outil spécialisé pour cela.

Un moyen beaucoup plus pratique d'obtenir des données astronomiques sur au moins des sources stellaires est quelque chose comme les archives de données GAIA, qui sont librement accessibles. Il contient des données sur plus d'un milliard d'étoiles de notre Galaxie : leurs positions dans le ciel, leurs luminosités, couleurs, vitesses et distances. La base de données est relativement facile à utiliser avec un langage de requête puissant, et des tutoriels sur la façon d'y accéder et d'obtenir des données spécifiques sont disponibles en ligne à l'adresse https://gea.esac.esa.int/archive-help/index.html.

Un moyen beaucoup plus pratique d'obtenir des données astronomiques sur au moins des sources stellaires est quelque chose comme l'archive de données GAIA, qui est librement accessible.

C'est une chose à laquelle je pensais aussi, et j'espérais à moitié que quelqu'un puisse m'orienter dans la bonne direction. Merci!

Il n'y a qu'un seul problème avec l'utilisation de cette méthode, et c'est un problème créatif. La chose intéressante à propos des données/données d'images FITS est qu'elles encadrent une section du ciel. Ce type de cadrage est crucial pour les projets créatifs. Sauriez-vous si ce genre de contrainte peut être réalisé/émulé avec l'archive GAIA, ou quelque chose de similaire ?

Absolument! L'archive prend entièrement en charge la sélection de plages spécifiques de coordonnées du ciel. Vous pouvez définir un simple 'rectangle' sur le ciel (en spécifiant des limites pour l'ascension droite et la déclinaison, ou exprimés dans un autre système de coordonnées) ou utiliser une forme plus complexe (comme une constellation spécifique). C'est probablement plus simple si vous parcourez un peu les didacticiels et la documentation liés pour découvrir comment fonctionne la syntaxe (cela fait un bon moment que j'ai utilisé l'archive, et vous pourriez aussi bien apprendre directement à partir du site).

Vous pouvez également sélectionner les étoiles par volume, distance, vitesse de mouvement propre, masse estimée. beaucoup d'options !

Question physique/astronomie !

C'est aussi quelque chose sur lequel un de mes collègues et moi-même avons travaillé pendant notre temps libre. Nous avons créé une application interactive, écrite en javascript et WebGL, où l'utilisateur peut librement voler à l'extérieur d'un trou noir (BH) de Schwarzschild (c'est-à-dire non rotatif) et voir comment le fond du ciel se déforme à cause de l'espace-temps incurvé autour du trou noir (je ne m'y connecte pas encore, car nous voulons encore le polir un peu plus avant de le libérer). Nous utilisons une table de recherche d'angle de déviation dans un shader pour mapper rapidement chaque pixel de caméra au pixel d'arrière-plan du ciel correct. Nous avons calculé la carte d'angle de déviation en intégrant les rayons lumineux de la caméra à travers l'espace-temps autour du BH pour une gamme de distances par rapport au BH et pour une gamme d'angles de vue w.r.t. le BH. Toutes les déflexions lumineuses que vous voyez dans l'application sont donc correctes selon la relativité générale.

Afin de faire du lancer de rayons dans un espace-temps courbe, vous devrez intégrer l'équation géodésique d'une particule sans masse (un photon) via la métrique de Schwarzschild (ou une autre). Cette métrique décrit essentiellement la structure de l'espace-temps autour de votre trou noir. Ce fichier PDF fournit des informations utiles pour dériver les symboles Christoffel nécessaires (les symboles Gamma grecs majuscules qui apparaissent dans l'équation géodésique). Avec l'équation géodésique et les expressions correctes des symboles de Christoffel, vous disposez de toutes les informations nécessaires pour effectuer un lancer de rayons dans un espace-temps courbe.

Le prochain défi serait de le faire pour un trou noir en rotation - mais la table de recherche devient soudainement en 4 dimensions et a besoin de beaucoup plus de mémoire. Une version basse fidélité devrait toujours fonctionner, mais pour en faire une très belle, il faudra probablement plus de ruse pour réussir.

Pourquoi recherchons-nous des planètes de la taille de la Terre dans la zone habitable ? Qu'est-ce qui est unique dans la taille relative de la Terre en particulier ?

Sur une planète deux fois plus grande que la Terre avec la même densité que la Terre, vous pèseriez deux fois plus qu'aujourd'hui.

Cela dépend de la façon dont vous définissez la taille : à la même densité mais au double du diamètre, le volume (et la masse) seraient 8 fois plus importants, vous pesez donc environ 8 fois plus. Pour avoir deux fois plus de gravité que la Terre, le diamètre ne doit être que d'environ 25% de plus que la Terre. Pour avoir la moitié de la gravité, le diamètre devrait être d'environ 20% inférieur.

Attention, la masse peut être 8 fois plus grande, mais votre distance par rapport au centre de gravité de la planète sera également 2 fois plus grande - cela réduit l'accélération gravitationnelle d'un facteur 4 par rapport à ce qu'elle serait en utilisant le rayon planétaire d'origine . Ainsi, l'effet net est que, lorsque nous supposons une densité constante, l'accélération gravitationnelle de la surface s'échelonne avec le rayon de la planète.


Un regard attentif sur le trou noir de la voie lactée

La plupart des galaxies hébergent des trous noirs super-massifs (SMBH) situés en leur centre. La Voie lactée n'est pas différente. Chaque trou noir a un horizon des événements, une région au-delà de laquelle rien ne peut émerger, pas même la lumière. Par conséquent, les observations directes du trou noir lui-même sont actuellement impossibles, et les astronomes doivent se contenter d'observations des zones entourant les trous noirs.

Une telle observation a récemment été faite par une équipe internationale d'astronomes dirigée par Sheperd Doeleman du MIT. L'équipe a pu détecter une structure près du trou noir de la Voie lactée, à une échelle angulaire de 37 microsecondes d'arc. Cela pourrait être comparé à la détection d'une balle de baseball sur la lune. Pour réaliser cet exploit, les chercheurs ont dû combiner les émissions d'ondes radio captées par des télescopes à Hawaï, en Arizona et en Californie, en utilisant une technique appelée interférométrie à très longue base (VLBI). "Cette technique nous donne une vue inégalée de la région proche du trou noir central de la Voie lactée", a déclaré Sheperd Doeleman. "Personne n'a jamais vu une vue aussi fine du centre galactique auparavant", a reconnu Jonathan Weintroub du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, un autre membre de l'équipe. "Nous avons observé presque à l'échelle de l'horizon des événements du trou noir."

L'équipe a étudié les émissions d'ondes radio de 1,3 mm d'un objet nommé Sagittarius A*. Les émissions à cette longueur d'onde sont plus susceptibles de s'échapper du centre galactique, car elles ne sont pas aussi sensibles à la diffusion interstellaire qui se traduit par une image floue. La technique VLBI est normalement limitée à des longueurs d'onde de 3,5 mm ou plus, mais l'équipe a pu repousser les limites de la technique et obtenir des résultats pour une longueur d'onde plus courte de 1,3 mm.

La structure qu'ils ont vue était située au centre galactique et avait une échelle angulaire de 37 microsecondes d'arc, correspondant à environ 30 millions de miles. Ils n'ont pu que vaguement déterminer sa forme. Des recherches supplémentaires sont nécessaires pour comprendre quelle est cette structure. Les options incluent une couronne rougeoyante entourant le trou noir, un "point chaud" en orbite ou un jet de matière.

"Cet article pionnier démontre que de telles observations sont réalisables", a commenté le théoricien Avi Loeb de l'Université Harvard, qui n'est pas membre de l'équipe de découverte. « Cela ouvre également une nouvelle fenêtre pour sonder la structure de l'espace et du temps à proximité d'un trou noir et tester la théorie de la gravité d'Einstein. » De plus, « ce résultat, qui est remarquable en soi, confirme également que la technique VLBI de 1,3 mm a un potentiel énorme, à la fois pour sonder le centre galactique et pour étudier d'autres phénomènes à de petites échelles similaires », a déclaré Weintroub.

L'équipe prévoit de poursuivre ses travaux en développant une nouvelle instrumentation pour rendre possibles des observations plus sensibles de 1,3 mm. Ils espèrent également développer des stations d'observation supplémentaires pour améliorer les détails de l'image. Les plans futurs incluent également des observations à des longueurs d'onde plus courtes de 0,85 mm. Cependant, pour que de tels travaux réussissent, ils devront étendre encore plus les capacités de l'instrumentation et attendre d'excellentes conditions météorologiques sur tous les sites du télescope.

TFOT a rendu compte de recherches confirmant la théorie dominante concernant le comportement des trous noirs galactiques, selon laquelle les particules sont accélérées par des champs magnétiques étroitement torsadés à proximité du trou noir. Dans un autre article, TFOT a couvert une nouvelle étude suggérant qu'il existe une limite supérieure à la masse des trous noirs.

De plus amples informations sur la nouvelle découverte, qui a été publiée dans le numéro du 4 septembre de Nature, peuvent être trouvées dans le communiqué de presse du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.


Quelque chose se cache au cœur de Quasar 3C 279

Illustration de la structure du jet 3C 279 à plusieurs longueurs d'onde en avril 2017. Les époques d'observation, les réseaux et les longueurs d'onde sont notés sur chaque panneau. Crédit : J.Y. Kim (MPIfR), Boston University Blazar Program (VLBA et GMVA) et Event Horizon Telescope Collaboration

Il y a un an, la collaboration Event Horizon Telescope (EHT) publiait la première image d'un trou noir dans la proche galaxie radio M 87. Aujourd'hui, la collaboration a extrait de nouvelles informations des données EHT sur le quasar distant 3C 279 : ils ont observé les plus beaux détail jamais vu dans un jet produit par un trou noir supermassif. De nouvelles analyses, dirigées par Jae-Young Kim du Max Planck Institute for Radio Astronomy (MPIfR) à Bonn, ont permis à la collaboration de retracer le jet jusqu'à son point de lancement, à proximité de l'endroit où se produit un rayonnement violemment variable à travers le spectre électromagnétique.

Les résultats sont publiés dans le prochain numéro de Astronomie & Astrophysique le 7 avril 2020.

La collaboration EHT continue d'extraire des informations des données révolutionnaires collectées lors de sa campagne mondiale en avril 2017. L'une des cibles des observations était une galaxie distante de 5 milliards d'années-lumière dans la constellation de la Vierge que les scientifiques classent comme un quasar car une source ultra-lumineuse de l'énergie en son centre brille et vacille tandis que le gaz tombe dans un trou noir géant. La cible, 3C 279, contient un trou noir environ un milliard de fois plus massif que notre Soleil. Des jets de plasma ressemblant à des lances à incendie jaillissent du trou noir et du système de disques à des vitesses proches de la vitesse de la lumière : une conséquence des énormes forces déchaînées lorsque la matière descend dans l'immense gravité du trou noir.

Pour capturer la nouvelle image, l'EHT utilise une technique appelée interférométrie à très longue base (VLBI), qui synchronise et relie les antennes paraboliques à travers le monde. En combinant ce réseau pour former un énorme télescope virtuel de la taille de la Terre, l'EHT est capable de résoudre des objets aussi petits que 20 microsecondes d'arc dans le ciel, l'équivalent de quelqu'un sur Terre identifiant une orange sur la Lune. Les données enregistrées sur tous les sites EHT dans le monde sont transportées vers des superordinateurs spéciaux au MPIfR et à l'observatoire Haystack du MIT, où elles sont combinées. L'ensemble de données combiné est ensuite soigneusement calibré et analysé par une équipe d'experts, qui permet ensuite aux scientifiques d'EHT de produire des images avec les détails les plus fins possibles à partir de la surface de la Terre.

Pour 3C 279, l'EHT peut mesurer des caractéristiques plus fines qu'une année-lumière de diamètre, permettant aux astronomes de suivre le jet jusqu'au disque d'accrétion et de voir le jet et le disque en action. Les données nouvellement analysées montrent que le jet normalement droit a une forme tordue inattendue à sa base et, révélant des caractéristiques perpendiculaires au jet qui pourraient être interprétées comme les pôles du disque d'accrétion où les jets sont éjectés. Les détails fins des images changent au cours des jours consécutifs, peut-être en raison de la rotation du disque d'accrétion, du déchiquetage et de la chute de matière, phénomènes attendus des simulations numériques mais jamais observés auparavant.

Animation montrant un zoom sur 3C 279 et les mouvements du jet en une semaine. Crédit : télescope Event Horizon

Jae-Young Kim, chercheur au MPIfR et auteur principal de l'article, est à la fois enthousiaste et perplexe : "Nous savions qu'à chaque fois que vous ouvrez une nouvelle fenêtre sur l'Univers, vous pouvez trouver quelque chose de nouveau. Ici, là où nous nous attendions à trouver la région où se forme le jet en allant à l'image la plus nette possible, on trouve une sorte de structure perpendiculaire. C'est comme trouver une forme très différente en ouvrant la plus petite poupée Matryoshka."

Avery Broderick, un astrophysicien travaillant à l'Institut Perimeter, explique "Pour 3C 279, la combinaison de la résolution transformative de l'EHT et de nouveaux outils de calcul pour interpréter ses données s'est avérée révélatrice. Ce qui était un seul "noyau" radio est maintenant résolu en deux complexes indépendants. Et ils se déplacent - même à des échelles aussi petites que des mois-lumière, le jet de 3C 279 se dirige vers nous à plus de 99,5 % de la vitesse de la lumière !"

En raison de ce mouvement rapide, le jet dans 3C 279 semble se déplacer à environ 20 fois la vitesse de la lumière. "Cette extraordinaire illusion d'optique survient parce que le matériau se précipite vers nous, pourchassant la lumière même qu'il émet et lui donnant l'impression de se déplacer plus vite qu'il ne l'est", explique Dom Pesce, stagiaire postdoctoral au Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian (CfA). La géométrie inattendue suggère la présence de chocs ou d'instabilités de déplacement dans un jet courbé et rotatif, ce qui pourrait également expliquer l'émission à haute énergie comme les rayons gamma.

Anton Zensus, directeur du MPIfR et président du comité de collaboration de l'EHT, souligne cette réalisation comme un effort mondial : « L'année dernière, nous avons pu présenter la première image de l'ombre d'un trou noir. Nous voyons maintenant des changements inattendus dans la forme du jet dans 3C 279, et nous n'avons pas encore fini. Comme nous l'avons dit l'année dernière : ce n'est que le début.

« Le réseau EHT s'améliore constamment », explique Shep Doeleman du CfA, directeur fondateur d'EHT. "Ces nouveaux résultats de quasar démontrent que les capacités uniques de l'EHT peuvent répondre à un large éventail de questions scientifiques, qui ne feront que croître à mesure que nous continuerons à ajouter de nouveaux télescopes au réseau. Notre équipe travaille actuellement sur un réseau EHT de nouvelle génération qui accentuer l'accent mis sur les trous noirs et nous permettre de faire les premiers films sur les trous noirs."

Les opportunités de mener des campagnes d'observation EHT se produisent une fois par an au début du printemps du Nord, mais la campagne de mars/avril 2020 a dû être annulée en réponse à l'épidémie mondiale de CoViD-19. En annonçant l'annulation, Michael Hecht, astronome de l'observatoire MIT/Haystack et directeur adjoint du projet EHT, a conclu que : « Nous allons maintenant consacrer toute notre concentration à l'achèvement des publications scientifiques à partir des données de 2017 et plonger dans l'analyse des données obtenues avec le réseau EHT amélioré en 2018. Nous attendons avec impatience les observations avec le réseau EHT étendu à onze observatoires au printemps 2021. »


ALMA lance des résultats haute résolution

Les résultats passionnants de la campagne d'essais à la plus haute résolution jamais tentée par l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) sont détaillés dans une série récente de quatre articles.

Animation (cliquez pour regarder) de l'astéroïde Juno vu en longueurs d'onde mm par la campagne de longue base d'ALMA. Crédit image : ALMA (NRAO/ESO/NAOJ)

Le réseau d'antennes d'ALMA peut être configuré de sorte que la ligne de base du télescope simulé soit aussi petite que 150 m ou aussi large que 15 km de diamètre. Dans ses configurations plus petites, ALMA étudie la structure à grande échelle des objets froids dans l'Univers - et c'est ainsi que le réseau a été utilisé depuis qu'il a commencé ses premières opérations en 2011. Mais maintenant, ALMA a commencé à tester sa configuration à long terme, dans lequel il est capable de faire ses observations à la plus haute résolution et d'étudier en détail la structure à petite échelle des objets.

Les cibles

La campagne de longue ligne de base d'ALMA, menée fin 2014, a observé cinq cibles scientifiques utilisant 22 à 36 antennes disposées avec une ligne de base allant jusqu'à 15 km. Les cibles ont été sélectionnées pour repousser les limites des capacités d'ALMA : chaque cible a une petite taille angulaire (moins de deux secondes d'arc) avec une structure à petite échelle qui est en grande partie non résolue dans les observations précédentes. Deux des cibles, l'étoile variable Mira et la galaxie active 3C138, ont été principalement utilisées pour l'étalonnage et la comparaison des données ALMA avec celles d'autres télescopes. Les trois cibles restantes ont non seulement démontré les capacités d'ALMA, mais ont également abouti à de nouvelles découvertes scientifiques.

L'observation à la plus haute résolution d'ALMA à ce jour, de la galaxie à lentille gravitationnelle SDP.81. La résolution maximale de cette image est de 23 millisecondes d'arc. Crédit image : ALMA (NRAO/ESO/NAOJ) B. Saxton NRAO/AUI/NSF

  • Junon est l'un des plus gros astéroïdes de la principale ceinture d'astéroïdes de notre système solaire. Les observations d'ALMA sur Juno ont été faites alors que l'astéroïde se trouvait à environ 295 millions de km de la Terre, et les dix images prises par ALMA ont été assemblées en une brève animation qui montre l'astéroïde dégringolant dans l'espace en orbite autour du Soleil. La résolution de ces images — assez pour étudier la forme et même certaines caractéristiques de surface de l'astéroïde ! - sont sans précédent pour cette longueur d'onde.
  • HL Tau est une jeune étoile entourée d'un disque protoplanétaire. Les observations détaillées d'ALMA de cette région ont révélé une structure remarquable au sein du disque : une série d'anneaux concentriques clairs et sombres indiquant des planètes prises en train de se former. L'étude de ce système nous aidera à comprendre comment les systèmes solaires multiplanétaires aiment notre propre forme et évoluent.
  • La galaxie en formation d'étoiles SDP.81 - situé si loin que la lumière que nous voyons a été émise alors que l'Univers n'avait que 15 % de son âge actuel - est gravitationnellement lentille dans un arc cosmique, en raison du placement pratique d'une galaxie proche au premier plan. La combinaison de l'alignement chanceux et de la haute résolution d'ALMA nous offre une vue spectaculairement détaillée de cette galaxie lointaine, nous permettant d'étudier sa forme réelle et le mouvement en son sein.

Les observations du premier test d'ALMA sur sa longue ligne de base démontrent qu'ALMA est capable de faire la science transformationnelle qu'elle a promise. Alors que nous nous préparons pour le prochain cycle d'observations, il est clair que des temps passionnants sont à venir !

Citation:

Partenariat ALMA et al. 2015 ApJ 808 L1, L2, L3 et L4. Focus sur la campagne ALMA Long Baseline


3

Les sensibilités du continuum, en fonction de la longueur d'onde, de la suite d'instruments infrarouge moyen à lointain de SOFIA. Les densités de flux continu détectables minimum de 4 pour les sources ponctuelles dans les janskys pour 900 s de temps d'intégration sont montrées.


2 Modélisation VLBI de la Structure de Sgr A*

L'imagerie VLBI traditionnelle commence par corréler les données prises sur un réseau de radiotélescopes, produisant des coefficients de corrélation complexes pour chaque ligne de base antenne-antenne pour chaque temps d'intégration et canal de bande passante. Chaque donnée de ligne de base, de temps et de fréquence peut être placée dans un plan (u,v) avec des axes représentant les longueurs de ligne de base projetées (mesurées en longueurs d'onde) dans les directions nord-sud et est-ouest. Une seule ligne de base trace une trajectoire elliptique dans ce plan lorsque la Terre tourne, fournissant des mesures de corrélation pour de nombreuses longueurs et orientations de ligne de base (voir la figure 3 pour un exemple). L'imagerie interférométrique repose sur le fait que le plan (u,v) et le plan « ciel » sont des paires de transformées de Fourier, de sorte que les données de corrélation calibrées sont transformées à partir du plan (u,v) pour créer une image du ciel. Typiquement, cette image doit passer par un processus supplémentaire de déconvolution pour supprimer les effets de l'échantillonnage clairsemé dans le plan (u,v).

L'étalonnage de phase et d'amplitude des données VLBI suppose que les paramètres d'étalonnage peuvent être « stationnés », de sorte que l'étalonnage approprié pour une ligne de base est le produit de deux gains complexes, un pour chaque antenne de la ligne de base. C'est un moyen valable de décrire la réponse du tableau dans la plupart des circonstances. Malheureusement, il peut être difficile d'obtenir des mesures d'étalonnage avec la fréquence ou la précision nécessaires pour produire une image de haute qualité. Avec cette hypothèse d'étalonnage par station, cependant, on peut calculer deux quantités qui sont indépendantes de l'étalonnage, la phase de fermeture et l'amplitude de fermeture. La phase de fermeture est une somme de la phase interférométrique autour d'un triangle d'antennes (trois lignes de base dans une boucle fermée) toutes les sources d'erreurs basées sur les stations s'annulent et laissent une quantité qui se rapporte directement à la structure de la source. De même, l'amplitude de fermeture est calculée en formant le rapport des produits de données de corrélation complexes autour d'une boucle fermée de quatre antennes (Figure 1).

Figure 1: Quantités de fermeture utilisées dans l'analyse VLBI. La gauche montre le triangle des stations sur lesquelles la phase de fermeture est calculée. La ligne de base 12 est étiquetée avec la corrélation complexe mesurée pour cette paire d'antennes. Sur la droite se trouve un quadrangle de lignes de base utilisées pour calculer une amplitude de fermeture. Les expressions pour chaque quantité de fermeture sont sous chaque diagramme. Les quantités de fermeture sont indépendantes de l'étalonnage des antennes du réseau. (Cliquez ici pour une version PostScript.)

L'étalonnage est particulièrement difficile pour les expériences mm VLBI et encore plus pour les expériences mm VLBI ciblant Sgr A*. Les contributions aux erreurs d'étalonnage comprennent une faible sensibilité, une opacité atmosphérique variable, une longueur de trajet atmosphérique variable, une déformation des antennes sous l'effet de la gravité et des erreurs de pointage d'antenne. Ces problèmes sont d'autant plus sévères pour le cas de Sgr A*, qui n'est observé qu'à basse altitude depuis l'hémisphère Nord. Ainsi, il est souvent préférable de modéliser directement les quantités de fermeture et d'effectuer une minimisation X 2 pour déterminer la structure la plus probable étant donné une famille de modèles de source paramétrés. La structure relativement simple de Sgr A* et le nombre relativement petit de points de données VLBI rendent cette approche à la fois exploitable par le calcul et un moyen efficace de rechercher des asymétries structurelles et des écarts par rapport à la loi de diffusion.


Des travaux sont-ils en cours pour pousser les capacités de base longue du télescope Event Horizon à des longueurs d'onde submillimétriques ? - Astronomie

Au nom de la communauté des utilisateurs de l'US Newton X-ray Multi-Mirror Observatory ( XMM-Newton ), des US Instrument Teams, de la NASA/GSFC Guest Observer Facility et du programme NASA XMM-Newton Education and Public Outreach, nous demandons un financement pour le soutien continu de la participation américaine à la mission XMM-Newton de l'Agence spatiale européenne. Les raisons de le faire sont convaincantes : le retour scientifique exceptionnel, la complémentarité des observations XMM-Newton et Chandra, et le coût particulièrement faible pour la NASA de permettre l'accès des astronomes américains aux observations XMM-Newton de classe Grand-Observatoire. La réponse de la communauté astronomique américaine aux deux premières opportunités de soumission de propositions d'observateurs invités XMM-Newton a été considérable, avec environ un tiers des propositions dans les deux AO ayant des IP américains. Dans la première annonce d'opportunité, leur succès a été spectaculaire, les deux tiers des propositions acceptées ayant soit des IP américains, soit des Co-Is. L'ESA n'a pas les ressources nécessaires pour fournir une assistance à la large base d'utilisateurs de XMM-Newton et se tourne vers le GOF américain pour fournir une assistance à la communauté américaine. Les observations de XMM-Newton ont obtenu d'excellentes données pour l'étude d'une grande variété de phénomènes astrophysiques soutenant principalement le thème de la structure et de l'évolution de l'univers de la NASA. Les pages suivantes détaillent le retour scientifique que XMM-Newton a fourni, et continuera de fournir, les activités des équipes d'instruments américaines, les services fournis par la NASA/GSFC GOF, les activités de la NASA XMM-Newton E/PO, et la proposition budget.

XMM-Newton est la deuxième pierre angulaire du programme Horizon 2000 de l'Agence spatiale européenne (ESA). XMM-Newton a été lancé le 10 décembre 1999 et est pleinement opérationnel. Plus de 1500 cibles ont été observées, avec maintenant plus de 70 % d'efficacité d'observation en moyenne. Plus de 125 articles à comité de lecture ont été publiés. Toutes les données scientifiques sont rendues publiques après l'expiration de la période de propriété - un an pour les données Guest Observer (GO). Les archives XMM-Newton ont ouvert leurs portes le 15 avril 2002 et il y a plus de 310 observations accessibles au public au 1er mai. Pour un bénéfice maximal pour la communauté scientifique, l'ESA parraine le programme XID par le biais du Survey Science Center (SSC). Le programme XID est conçu pour identifier et effectuer un suivi optique des sources de rayons X fortuites détectées par les caméras CCD EPIC. Tous les résultats XID seront accessibles au public via les archives scientifiques du SOC XMM-Newton.

XMM-Newton a répondu à ses attentes en matière de spectroscopie de rayons X à haut débit pour la plus grande variété de sources astrophysiques, des comètes aux quasars. Les données obtenues au cours des deux premières années d'exploitation ne sont qu'un avant-goût de ce qu'il est possible d'obtenir. L'énorme archive de sources fortuites n'a pas encore été pleinement utilisée, et la communauté US GO ne fait que commencer l'analyse scientifique de ses données. Comme ASCA et ROSAT avant elle, XMM-Newton a de nombreuses années productives à venir. La combinaison de Chandra, Astro-E2 et XMM-Newton offrira à la communauté mondiale la meilleure combinaison possible de résolution angulaire élevée, de débit élevé et de résolution spectrale élevée. Compte tenu du succès de la communauté américaine dans le premier AO et de la forte pression des propositions (environ huit fois sursouscrite), XMM-Newton est clairement perçu comme l'un des observatoires astronomiques prééminents au monde, et continuera de l'être dans un avenir prévisible. . Sans l'accès de la communauté américaine à XMM-Newton, les scientifiques américains seront gravement désavantagés dans de nombreux domaines de recherche.

Les objectifs scientifiques et les réalisations de XMM-Newton répondent directement au plan stratégique du Bureau des sciences spatiales de la NASA. En ce qui concerne le tableau II du plan http://www.hq.nasa.gov/office/codez/plans/SSE00plan.pdf (page 15), XMM-Newton fournit des données uniques ou importantes pour les trois premiers éléments, et une partie de l'élément sur la variabilité solaire. XMM-Newton permet d'étudier les processus fondamentaux des étoiles à neutrons et des trous noirs, la création des éléments dans les explosions de supernova, la dispersion des éléments dans les restes de supernova et les galaxies starburst, l'évolution des éléments à la plus grande échelle dans les amas et les groupes des galaxies et la distribution de la matière noire dans les amas, les groupes et les galaxies elliptiques. L'étude de la nature des étoiles actives permet une comparaison directe avec le système solaire primitif et les régions de formation d'étoiles pour comprendre l'origine et l'évolution des systèmes stellaires. XMM-Newton a déterminé les positions et les caractéristiques spectrales des sursauts gamma et examiné les processus relativistes des étoiles à neutrons aux quasars. XMM-Newton fournit également les capacités uniques du moniteur optique (OM) qui obtient des données UV et optiques simultanément avec les instruments à rayons X. Bien qu'il existe un fort chevauchement potentiel dans les domaines scientifiques de Chandra et XMM-Newton, chaque mission a été optimisée différemment dans l'espace à cinq dimensions de la résolution angulaire, de la bande passante, de la zone de collecte, de la résolution spectrale et de la capacité de synchronisation. Il est donc difficile de définir avec précision les domaines dans lesquels une mission est supérieure ou inférieure à l'autre, mais la communauté astronomique mondiale a décidé que les deux sont importants, chaque mission recevant plus de 800 propositions par cycle AO.

XMM-Newton a été conçu pour observer des objets astrophysiques dans la bande des keV. Sa grande zone de collecte et son orbite hautement elliptique permettent des observations longues et ininterrompues de sources de rayons X avec une sensibilité sans précédent. L'observatoire se compose de trois télescopes co-alignés à haut débit de 7,5 m de longueur focale avec une résolution angulaire HPD (FWHM). XMM-Newton fournit des images sur un champ de vision à l'aide des détecteurs de la caméra européenne d'imagerie photonique (EPIC), qui sont des matrices CCD (deux de type MOS et un de type PN). Les spectres haute résolution ( ) sont fournis par les spectromètres à réseau de réflexion (RGS) qui dévient la moitié du faisceau de deux télescopes à rayons X (ceux avec les détecteurs EPIC MOS). Le sixième instrument est le Optical Monitor (OM), un télescope optique/UV co-aligné de 30 cm sensible dans la bande 1600-6500 Å. Tous les instruments scientifiques fonctionnent simultanément, fournissant des ensembles de données exceptionnellement riches. Tous les détecteurs peuvent fonctionner dans une variété de modes, leur permettant d'être « réglés » sur les besoins scientifiques souhaités, angulaires, spectraux et temporels, d'une observation donnée. Les positions des sources pour les sources XMM-Newton faibles ont une incertitude RMS sur l'ensemble du champ. La précision de l'étalonnage a atteint le niveau de 5% à la fois dans et entre les EPIC MOS, PN et RGS, et promet de s'améliorer considérablement.

Au cours des 18 premiers mois suivant le lancement, divers problèmes de logiciels et de segments au sol ont empêché la livraison rapide des données à la communauté GO. Ces problèmes ont été résolus à l'automne 2001, et plus de 93 % de toutes les observations sont maintenant livrées dans les six semaines suivant l'observation. Les instruments fonctionnent parfaitement à l'exception de trois anomalies : au cours des neuf premiers mois de fonctionnement, deux des 18 puces du RGS sont tombées en panne et l'OM a un problème de lumière parasite et une sensibilité aux UV quelque peu réduite. Cependant, après ces difficultés initiales, aucun autre problème durable ne s'est produit. Le vaisseau spatial fonctionne normalement et est plus stable que prévu avant le lancement. Une analyse détaillée des performances de l'instrument montre que la durée de vie prévue des instruments est cohérente avec les estimations de pré-lancement de plus de 10 ans.

Depuis le lancement de XMM-Newton, la répartition relative du temps entre l'étalonnage et la vérification des performances (Cal/PV), le temps garanti (GT) et le temps GO a été fortement modifiée par rapport au plan initial en raison des difficultés de fonctionnement de la mission. Celles-ci ont entraîné une efficacité d'observation beaucoup plus faible que prévu au cours de la première année d'exploitation. L'ESA, sur l'avis de son comité de politique scientifique, a décidé d'achever le programme GT d'ici janvier 2003. Cette politique prolonge effectivement la période de AO-1 pour la communauté GO.

Le programme XMM-Newton GO est entièrement ouvert à la participation des États-Unis (y compris la participation des États-Unis aux examens par les pairs). Les propositions en réponse à l'AO pour le premier cycle d'observations ouvertes (AO-1) étaient dues en avril 1999 et celles pour AO-2 étaient dues en octobre 2001. Les AO subséquentes se produiront chaque année (l'AO-3 devant arriver vers mars 2003). L'examen par les pairs de l'AO-2 a été retardé en raison de la décision de l'ESA concernant l'achèvement du programme GT, et il est prévu que les résultats seront connus d'ici la mi-juillet.

Caméras européennes d'imagerie photonique (EPIC)

Les instruments EPIC fournissent les capacités d'imagerie aux rayons X pour l'observatoire XMM-Newton et sont complémentaires aux imageurs de Chandra avec une zone effective et un champ de vision significativement plus grands mais une résolution angulaire plus faible. Les instruments EPIC MOS et PN fonctionnent nominalement, avec une résolution angulaire et énergétique comme prévu. Dans les périodes de faible bruit de fond, les taux de fond sont cohérents avec les estimations de contrôle en amont. Comme avec Chandra, il y a des intervalles où le taux de fond augmente de manière significative en raison des protons mous. Environ 10% du temps total est contaminé par de telles torchères, comme Chandra.

Tous les modes de fonctionnement de l'EPIC ont été vérifiés, y compris les modes de salve et de synchronisation du PN et les modes de fenêtrage du MOS et du PN. La dégradation de la résolution énergétique par les particules solaires (augmentation de l'inefficacité de transfert de charge du CCD, CTI) est comme prévu avant le lancement, et l'instrument devrait avoir une durée de vie d'au moins dix ans.

Bande d'énergie totale keV
Champ de vision diamètre
PSF FWHM, HPD
Résolution de synchronisation 7 s à 2,5 s, en fonction du mode
Résolution spectrale 55 eV à 1 keV
Sensibilité ergs cm s
Zone efficace 2484 cm à 1,5 keV

Spectromètres à réseau de réflexion (RGS)

Deux unités RGS fournissent une spectroscopie à haut débit et haute résolution de sources ponctuelles et modérément étendues. Les deux instruments RGS fonctionnent nominalement à l'exception d'un CCD sur chaque RGS. Cependant, les CCD perdus couvrent différentes bandes de longueurs d'onde, de sorte que la perte de capacité scientifique est minime.

Le pouvoir de résolution spectroscopique varie de 200 à 800 sur la bande keV, et est intermédiaire entre les spectromètres HETG et LETG sur Chandra, mais avec une surface efficace significativement plus élevée (les taux de comptage sont généralement plus élevés). Avec ses angles de dispersion exceptionnellement grands, le RGS a une capacité unique pour la spectroscopie de sources modérément étendues (résolution spectrale complète pour les diamètres de source jusqu'à , et résolution utile pour les sources jusqu'à in radius), qui a été appliquée avec un grand succès.

Comme pour EPIC, le CTI des CCD RGS augmente lentement au fil du temps. L'augmentation est aux niveaux qui ont été budgétisés dans la conception, indiquant que les CCD RGS devraient rester fonctionnels tout au long de la durée de vie prévue de dix ans de la mission.

Bande d'énergie totale Å ( keV)
Champ de vision (en dispersion croisée)
Résolution de synchronisation 16 ms à 9 s, selon le mode
Résolution spectrale 0.06 Å (-1), 0.04 Å (-2)
Sensibilité ergs cm s
Zone efficace 180 cm à 15 Å (-1, -2 comb.)

L'OM est un télescope optique/UV Ritchey-Chretien de 30 cm co-aligné avec les télescopes à rayons X, et peut fournir simultanément une imagerie optique/UV, une spectroscopie et une photométrie avec les données de rayons X. Il s'agit d'une capacité qui n'est égalée par aucun autre observatoire. Le détecteur CCD à comptage de photons intensifié par plaque à microcanaux permet une synchronisation de précision avec une résolution de 0,5 s (avec des travaux en cours pour une résolution de 0,05 s). L'OM a une grande variété de modes, mais couvre essentiellement un champ de vision, sensible dans la bande 1600-6500 Å, avec une résolution angulaire de . La sensibilité dans la bande 3000-6500 Å est comme prévu, mais il y a eu une réduction de la sensibilité aux UV par rapport aux calculs de pré-lancement. Il n'y a eu aucun changement dans les performances de l'instrument avec le temps.

Bande passante totale Å (6 bandes)
Bande passante spectrale Å (deux grisms)
Limite de sensibilité V = 23,5 m en 1 ks
Champ de vision
PSF (FWHM) (dépendant du filtre)
Résolution de synchronisation 0,5 s (sera 0,05 s)
Résolution spectrale 5.0/10.0 Å (deux grisms)
Résolution spatiale /pixel
Limite de luminosité V 7,4 m (en fonction du filtre)

En raison de la richesse des données et des résultats XMM-Newton, nous nous sommes concentrés sur un petit nombre de ce que nous pensons être les résultats les plus intéressants. Nous avons essayé de représenter une partie de la science générale que XMM-Newton a réalisée et dont il est capable, mais nous réalisons que cela nous a conduits à être assez sélectifs. Étant donné qu'il y a eu un total de plus de 1700 propositions XMM-Newton GO, l'étendue et la profondeur de la science XMM-Newton sont représentatives d'un « Grand Observatoire » comme Chandra ou Hubble. Une partie de l'étendue de XMM-Newton peut être vue dans les résumés de la réunion ESTEC de novembre 2001 « Nouvelles visions de l'univers des rayons X à l'ère XMM-Newton et Chandra » http://www.estec.esa. nl/conferences/01C12/, le numéro spécial d'Astronomy and Astrophysics consacré aux résultats XMM-Newton (Volume 365), et la liste des publications GOF http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xmm/xmmhp_bibliography.html

1.1 Noyaux Galactiques Actifs

Une grande partie du temps d'observation XMM-Newton a été consacrée à ce domaine, et les premiers résultats sont proportionnels au temps d'observation avec plus de 35 articles publiés avec comité de lecture. Nous nous sommes concentrés sur quatre découvertes fondamentalement nouvelles.

Depuis les premières découvertes par l'ASCA de raies Fe K élargies de manière relativiste, des problèmes détaillés d'interprétation persistent. XMM-Newton a apporté une contribution majeure dans ce domaine. Dans le cas de MCG-6-30-15, Wilms et al. (2002) ont montré que la ligne est si large qu'une grande partie de la région qui la produit doit se situer extrêmement près de l'objet central, ce qui oblige le trou noir à tourner rapidement. L'intensité et la forme de la ligne sont incompatibles avec une origine dans un disque d'accrétion illuminé de l'extérieur et les auteurs suggèrent qu'une grande partie de l'énergie provient de l'extraction directe du trou noir plutôt que de l'accrétion.

Figure 1 : Le panneau inférieur montre les données 2-10 keV sur NGC 4051 prises avec le PN (courbe) et RXTE (diamants, normalisés aux données PN). Le panneau supérieur montre les données OM UV (cercles pleins) avec le modèle de retraitement (Mason et al. 2002).

Malgré les nombreuses données optiques et radiographiques précédemment obtenues sur AGN, la connexion entre ces deux bandes n'est pas bien comprise. Le « continuum de réflexion » présent dans de nombreuses galaxies Seyfert 1 suggère fortement que 50 % de l'énergie totale des rayons X est retraitée en UV et en lumière optique. Cependant, dans l'étude la plus détaillée à ce jour, Nandra et al. (1999) ont montré qu'il n'y avait pas de corrélation entre les courbes de rayons X et de lumière UV dans l'observation RXTE et IUE de NGC 7469. Dans une observation XMM-Newton de 1,5 jour de NGC 4051 (une galaxie Seyfert I à faible luminosité), Mason et al . (2002) rapportent que les UV sont en retard par rapport aux rayons X de d (beaucoup plus longtemps que prévu pour un disque d'accrétion), et que % du flux UV total provient du composant retraité (Figure 1). Un modèle géométrique de la région de retraitement suggère qu'elle ressemble à un anneau, qu'elle couvre moins de 20 % de la source centrale, qu'elle se trouve à quelques jours-lumière de l'objet central et qu'elle est inclinée par degrés vers la ligne de visée. L'incapacité à détecter cette corrélation dans les études précédentes était probablement due à un échantillonnage insuffisant et à une ligne de base trop courte.

Figure 2 : Spectres RGS1 (rouge) et RGS2 (bleu) de NGC 1068. L'étiquetage des lignes indique l'ion à l'état final. Toutes les lignes d'ordre principales de type H ( ) et de type He (r, i et f) sont étiquetées (Kinkhabwala et al. 2002).

Le spectaculaire spectre XMM-Newton RGS de NGC 1068 (Figure 2) montre des continuums de recombinaison radiative forts et étroits, ce qui implique que la plupart des photons mous apparaissent dans un plasma à basse température (kT quelques eV). Ce plasma est photoionisé par un continuum nucléaire inféré (obscur le long de notre ligne de visée). Par rapport à la recombinaison pure, il y a un excès d'émission dans toutes les raies de résonance jusqu'au bord photoélectrique, démontrant également l'importance de la photoexcitation. Un cône de plasma irradié par le continuum nucléaire fournit un ajustement remarquable aux séries de lignes ioniques de type H et He, avec des densités de colonnes ioniques radiales déduites conformes aux observations récentes d'absorbeurs chauds dans les galaxies Seyfert 1. Ces données et les images Chandra impliquent que l'absorbeur chaud dans NGC 1068 est un écoulement à grande échelle. Pour expliquer les densités de colonnes ioniques, une large distribution du paramètre d'ionisation est nécessaire, couvrant log ergs cm s. Cela suggère soit des zones d'ionisation stratifiées radialement, soit l'existence d'une large distribution de densité (s'étendant sur quelques ordres de grandeur) à chaque rayon.

Le XMM-Newton RGS a détecté pour la première fois (dans IRAS 13349 + 2438) une large caractéristique d'absorption autour de 16-17 & 197 identifiée comme un réseau de transition non résolu d'absorption 2p-3d de la coque interne par Fe (Sako et al. 2001) . Les ions de la couche M proviennent d'un milieu beaucoup plus froid que les autres caractéristiques d'absorption des rayons X, ce qui implique l'existence d'au moins deux régions distinctes, dont l'une est provisoirement associée au milieu qui produit le rougissement optique/UV.

En raison de leur faible flux et de leur faible luminosité de surface, la spectroscopie résolue spatialement des amas à plus d'un tiers du rayon du viriel et des groupes sur toute leur étendue était difficile avec Beppo-SAX et ASCA. Les problèmes scientifiques importants des distributions de masse, de la composition chimique et des flux de refroidissement nécessitent les capacités de XMM-Newton.

Flux de refroidissement : L'un des résultats les plus surprenants de XMM-Newton est venu en combinant la spectroscopie RGS des flux de refroidissement avec l'imagerie spectroscopique EPIC. Alors que la distribution de la température projetée avec le rayon dérivée des données EPIC est en excellent accord avec l'analyse de déprojection des données ROSAT et ASCA, elle est en forte contradiction avec la théorie standard du flux de refroidissement. Le gaz n'est pas polyphasique et montre une matière beaucoup moins froide que prévu.

La luminosité totale des rayons X mous correspond à peu près au taux de dépôt prévu, mais la distribution des mesures d'émission est considérablement plus raide que le modèle de flux de refroidissement standard (Peterson et al. 2002). Les raies d'émission attendues de O VII , Fe XVII et Fe XX d'un modèle d'écoulement de refroidissement isobare ne sont tout simplement pas présentes, mais Fe XXII , Fe XXIV et d'autres raies de basse énergie du gaz à 50 % de sont observées au niveau prévu . Des résultats similaires sont obtenus à partir de galaxies elliptiques (Xu et al. 2002).

Il devrait falloir six fois plus de temps pour que le gaz en phase chaude se refroidisse de 8 à 3 keV que de 3 à 0,1 keV, il est donc perplexe de savoir pourquoi il n'y a aucune preuve d'un refroidissement supplémentaire après qu'il se soit refroidi de 85% de . Il est difficile de trouver une échelle de temps dynamique, étroitement liée au temps de refroidissement, qui pourrait varier de plusieurs ordres de grandeur en fonction des conditions locales du plasma.

Masses virales des amas : Avant le lancement de XMM-Newton, il y avait une controverse considérable sur les profils de température dans les amas (Markevitch et al. 1998, De Grandi & Molendi 2001 Ezawa et al. 1997 White 2000). Certaines analyses ont indiqué un gradient de température universel tandis que d'autres ont indiqué un gaz isotherme. Sur la base de la matière noire froide et de simulations hydrodynamiques, la théorie a prédit une baisse de température d'un facteur deux du centre jusqu'à 50 % du rayon du viriel (Frenk et al. 1999). Il est donc surprenant que les profils de température XMM-Newton pour un ensemble de clusters (par exemple, Pratt et al. 2002) soient très plats par rapport à R . Ceci est susceptible de révolutionner notre compréhension de la formation de la structure à grande échelle et constitue un défi pour les modèles standard de matière noire froide. Les données permettent une détermination de la masse totale de gaz et de sa fraction relative avec le rayon. En supposant que les grappes sont des échantillons équitables de l'univers, cela place une limite supérieure à la densité de l'univers à . De plus, ces nouveaux résultats confirment l'échelle entre la température et la masse de l'amas trouvée par ASCA, qui est inférieure aux prédictions théoriques.

Figure 3 : Les résultats EPIC moyennés en azimut pour la température, les abondances en O, Si et Fe dans le groupe NGC 4325 (Mushotzky et al. 2002).

Abondances chimiques : XMM-Newton permet une dérivation des abondances chimiques de O, Si, S et Fe avec un rayon (par exemple, Tamura et al. 2001) dans un nombre raisonnable de groupes. Aux grands rayons, les abondances sont constantes avec le rayon, mais dans le kpc central, il y a souvent une forte augmentation de Fe, mais pas de O. La détermination des abondances d'O pour un bon échantillon de grappes (Kaastra et al. 2002) fournit le premier test robuste de l'origine des éléments. Une prédominance de produits SN de type II existe dans les régions externes, avec une forte contribution des produits de type Ia dans la cuspide centrale. La première mesure des abondances en groupes (voir Figure 3) montre un résultat similaire à celui des amas riches - un profil d'abondance plat et de petits changements dans les abondances relatives avec le rayon.

Systèmes à fort décalage vers le rouge : XMM-Newton est idéal pour les recherches fortuites de clusters (voir Figure 4). Les pointages ont déjà permis la détection d'amas à , et l'étude détaillée d'au moins deux objets à (Hashimoto et al. 2002). La détection de systèmes chauds à de si grands décalages vers le rouge est une contrainte forte sur toutes les théories de formation de structure et une indication d'un univers de faible densité.

Figure 4 : Mosaïque en vraies couleurs aux rayons X d'un grand levé à angle solide. Rouge : sources douces ( keV), bleu : sources dures ( keV). Les images individuelles ont un diamètre de (Pierre et al. 2002).

XMM-Newton a obtenu des informations fondamentalement nouvelles sur les binaires des rayons X dans les galaxies voisines, les gaz chauds dans les galaxies elliptiques, les galaxies en étoile et la nature de l'émission diffuse dans les galaxies spirales voisines et la Voie lactée.

Galaxies à formation rapide d'étoiles : Les galaxies en étoile et leurs super vents sont des contributeurs importants à l'enrichissement énergétique et métallique du milieu intergalactique (IGM). M82 est l'un des plus proches et des plus brillants d'entre eux. Les données RGS ont montré une multitude de raies d'émission fortes dans le spectre, provenant d'un large éventail d'espèces et de températures. Ces données permettent une détermination robuste de la composition chimique des régions centrales, et supportent une recherche directe de la signature de production des éléments. Les observations EPIC ont montré que le supervent s'étend jusqu'à kpc au-dessus du disque de la galaxie. Ces observations peuvent contraindre la masse et la composition chimique du supervent, permettant un test direct pour l'éjection de métaux dans l'IGM. Seul XMM-Newton a la combinaison de la résolution angulaire et de la zone de collecte pour dériver le spectre du vent stellaire loin de la galaxie. Les premiers résultats sur les données RGS pour NGC 253 montrent que le gaz rayonne via des collisions (Pietsch et al. 2001). Les fortes raies Fe XVII observées dans la région nucléaire indiquent la présence d'une large mesure d'émission de gaz chaud. Si ce gaz est dû à la somme des jeunes restes de supernova, alors le taux de SN implicite est an.

La nature de l'émission de rayons X des galaxies IR ultralumineuses a fait l'objet de nombreux débats à l'ère ASCA et ROSAT, et a de fortes implications pour l'origine des arrière-plans IR et X. Les données XMM-Newton (Braito et al. 2002) indiquent que ces objets sont le plus souvent des composites, tous montrant une émission dure à partir d'un composant de loi de puissance. Cependant, dans seulement 60% des sources, il est clair que ce composant est un noyau de galaxie actif. Tous montrent une émission douce de gaz chaud produit par la formation d'étoiles. Ces résultats préliminaires sont en accord avec les observations de Chandra de sources de plongée en IR lointain et les observations ISO de sources de rayons X durs XMM-Newton (Franceschini et al. 2002), qui montrent que % des objets sont dominés par l'AGN sur la seule base de leurs rayons X. luminosité. Des résultats similaires sur trois autres objets ont été obtenus par Sanders et al. (2002). La confirmation des observations XMM-Newton que la nature composite des galaxies lumineuses sélectionnées par IR s'étend jusqu'aux luminosités IR les plus élevées a de fortes implications pour la nature des objets à décalage vers le rouge les plus élevés et la création des premiers trous noirs.

Galaxies spirales normales à proximité : les données XMM-Newton pour les binaires à rayons X M31 ont une meilleure résolution spectrale et une sensibilité similaire à celles des observations UHURU des binaires de la Voie lactée ! Pour la première fois, des phénomènes tels que des sursauts, des creux, des éruptions, des atolls et des sources Z peuvent être étudiés dans d'autres galaxies (par exemple, Trudolyubov et al. 2002 Barnard et al. 2002).

Figure 5 : Gauche : spectre RGS de N103B (van der Heyden et al. 2002). A droite : spectre RGS de 1E0102.2-7219 (Rasmussen et al. 2001).

XMM-Newton a mesuré les paramètres spectraux de grands échantillons de sources de rayons X ultra-lumineuses dans les galaxies voisines (Soria & Kong 2002) et, combiné aux observations de Chandra, a développé le premier grand corps de courbes de lumière à long terme. Certains de ces objets sont de nature transitoire. Les images UV OM simultanées fournissent des limites supérieures strictes sur d'éventuels compagnons d'étoiles massives.

Dans plusieurs spirales voisines, XMM-Newton a détecté du gaz diffus dans les régions nucléaires. Ce gaz est dominé par les raies et, dans le cas de M31, a une température cohérente avec la température virale du renflement (Shirey et al. 2001). Dans M81, le gaz est multiphasique, avec la majeure partie de la mesure d'émission à kT keV. Ces températures de gaz indiquent que le gaz est en équilibre avec le puits de potentiel central dans ces galaxies.

Galaxies elliptiques : L'ISM dans les galaxies elliptiques est un réservoir de perte de masse stellaire et de supernovae. Le gaz est chaud et en équilibre avec le potentiel de matière noire bien. Les données ASCA et ROSAT n'ont pas pu déterminer de manière unique la température ou l'abondance du gaz en raison des dégénérescences inhérentes aux données à faible résolution. Ces limitations ont été surmontées par XMM-Newton (Xu et al. 2002). La détection de raies optiquement épaisses de Fe XVII a permis un contrôle direct des modèles thermiques et spatiaux. Les abondances dérivées de O, Mg, Ne, N et Fe ont montré des abondances sous-solaires pour tous les éléments, et des rapports solaires ou sous-solaires de [O-Mg/Fe]. Cela contraste fortement avec ce que l'on attend du gaz enrichi par les supernovae de type Ia et la perte de masse stellaire, et représente un défi majeur pour les théories de l'origine et de l'évolution des galaxies elliptiques et des taux de supernova de type Ia. Les données RGS fournissent la détermination d'abondance la plus précise à ce jour pour les étoiles et le gaz dans les galaxies elliptiques.

1.4 SNR, étoiles à neutrons et PNe

En tant qu'objets étendus avec des températures élevées et un ensemble complexe d'abondances et de conditions d'ionisation, les restes de supernova (SNR) sont des objets de choix pour les études avec XMM-Newton. Les spectres SNR résolus spatialement peuvent identifier la stratification des éjectas, séparer les régions de choc avant et arrière, mesurer les variations spatiales des conditions de température et d'ionisation et rechercher une émission dure compacte associée à un pulsar ou à sa nébuleuse. Le XMM-Newton RGS fournit une spectroscopie haute résolution des SNR avec des rayons aussi grands que quelques minutes d'arc. Cela permet l'utilisation de diagnostics de ligne pour les déterminations de la densité et de l'état d'ionisation, ainsi qu'une résolution spectrale suffisante pour mesurer les vitesses.

Diagnostic plasma : Le diagnostic plasma est au cœur des études d'évolution du SNR. Ce sont les clés des mesures de température, d'ionisation et d'abondance élémentaire, ouvrant la voie à une meilleure compréhension de l'étoile progénitrice, une mesure plus précise de tous les différents éléments produits dans l'explosion SN, ainsi que leurs états de mélange et d'ionisation relatifs. . Toutes ces études nécessitent les capacités XMM-Newton de grande zone de collecte et de haute résolution spectrale.

Les résultats sont spectaculaires. La figure 5 montre les spectres RGS de deux jeunes SNR, N103B et 1E0102.2-7219. N103B affiche un spectre riche indicatif d'un plasma multiphasique alors que les effets d'ionisation hors équilibre dominent le spectre 1E0102.2-7219. Les abondances élémentaires sont des traceurs de différentes périodes dans l'histoire de l'évolution du SNR : les raies Fe L détectées dans 1E0102.2-7219 tracent très probablement la masse balayée, et l'absence de N suggère que ce qui était présent dans le géniteur a été soit brûlé dans d'autres éléments ou soufflé avant l'événement SN.

Figure 6 : Images EPIC-MOS de N132D dans des bandes de longueur d'onde étroites. Chaque image est étiquetée avec le principal ion émetteur linéaire dans sa bande (Behar et al. 2001).

Les images EPIC à bande étroite de N132D (Figure 6) cartographient la structure élémentaire et la température dans le reste. À l'exception de O, la partie dominante de l'émission de rayons X mous provient de l'ISM choqué le long des bords sud-est et nord-ouest de la coquille en expansion. En revanche, une forte émission Fe-K est détectée près du centre, ce qui indique peut-être que les éjectas à Z élevé sont trop fortement ionisés pour être observés à des longueurs d'onde plus longues. O est présent dans tout le reste, tandis que la tache la plus brillante d'émission d'O est près du bord nord-est. L'émission d'O peut être attribuée soit à de basses températures, soit à un matériau chaud récemment choqué qui est en train d'être ionisé. Par contre, le spectre RGS montre que la raie d'intercombinaison est très faible alors que les raies de recombinaison et interdites sont fortes. Cela confirme les conditions d'ionisation chaudes et suggère que le gaz riche en O est toujours en train d'être ionisé.

XMM-Newton a fourni des images impressionnantes de SNR qui peuvent être corrélées avec des images à d'autres longueurs d'onde, et utilisées pour exclure certains mécanismes de production. Une telle étude a été réalisée pour Cas A (Bleeker et al. 2001) et RCW 86 (Figure 7). Dans les deux cas, l'absence de corrélation entre le XMM-Newton à haute énergie et les images radio suggère que les rayons X durs détectés dans les deux SNR ne proviennent pas du rayonnement synchrotron mais plutôt du bremsstrahlung non thermique généré par une population de rayonnements suprathermiques. électrons.

Figure 7 : Mosaïque d'images EPIC PN et MOS corrigées de l'exposition couvrant le SW, SE et NW de RCW 86. L'image est codée par couleur par l'énergie des rayons X : rouge - doux, vert - moyen, bleu - dur (Vink et al . 2002).

SNR composites et plérioniques : les particules injectées à partir d'un pulsar central diffusent à travers la nébuleuse, le refroidissement synchrotron de la population de particules donne un spectre qui devrait s'adoucir avec le rayon. Cette variation de l'indice de loi de puissance avec le rayon a été confirmée par XMM-Newton pour la nébuleuse du Crabe (Willingale et al. 2001) et d'autres SNR de type Crabe (Warwick et al. 2001 pour G21.5-0.9 Bocchino & Bykov 2001 pour IC443 ). Pour G21.5-0.9 et IC443, les images révèlent une faible enveloppe s'étendant au-delà du plérion radio. L'émission est non thermique dans G21.5-0.9 mais n'a pas pu être caractérisée de manière unique dans le cas de IC443. Ces halos de rayons X sont déroutants car les longues durées de vie synchrotron des particules radio-émettrices devraient généralement donner lieu à de plus grandes nébuleuses radio.

Pour la première fois, les observations XMM-Newton montrent des indications d'émission thermique de la région externe du plérion, 3C58, offrant un premier aperçu des effets de son onde de choc (Bocchino et al. 2001).Ce résultat fournit des informations cruciales sur les très jeunes systèmes pilotés par pulsar. Des mesures effectuées avec le RGS (van der Heyden et al. 2001) ont également révélé une telle coque thermique dans le SNR 0540-69, abritant un pulsar brillant et rapide. L'émission de O, Ne et Fe associée à la coque de 0540-69 révèle une vitesse de choc supérieure à . Une telle émission peut donner des contraintes impérieuses sur l'âge du reste, la vitesse du choc et la densité de l'environnement.

XMM-Newton EPIC s'avère utile dans les études de sources de plasma chaud diffus galactiques. Guerrero et al. (2002) ont observé la nébuleuse planétaire (PNe) NGC 7009 et ont détecté une émission étendue de rayons X dans sa cavité centrale. L'émission diffuse de rayons X provient du vent stellaire rapide choqué, et les spectres montrent que la température du plasma chaud est de K. Les mêmes auteurs détectent également une émission de 10 K de la bulle de vent WR S308.

Sursauts gamma : jusqu'à présent, le temps de réponse rapide de XMM-Newton aux ToO a donné lieu à trois observations rapides de rémanences de sursauts gamma. L'acquisition des données a commencé dans les 12 heures suivant l'alerte GRB et les données ont été mises à la disposition de la communauté dans un délai très court. XMM-Newton est à bien des égards l'observatoire idéal pour l'étude de l'émission de rémanence des rayons X GRB : il fournit un débit et une bande passante (y compris optique/UV !), combinés à une résolution spectrale élevée sans aucun compromis instrumental requis. Cette combinaison a déjà donné un résultat potentiellement très intéressant. Le spectre de rémanence de GRB011211 observé dans la caméra PN, pendant une brève période de 5000 s au début de l'observation ToO, semble montrer une émission discrète des éléments de milieu Z (Mg, Si, S, Ar, Ca), mais pas de Fe (Reeves et al. 2002). Cela suggère naturellement le modèle d'abondance attendu de la nucléosynthèse dans les étoiles massives, qui serait le premier lien direct entre les GRB et l'évolution stellaire massive.

Binaires à rayons X : Les binaires à rayons X (XRB) et les variables cataclysmiques (CV) constituent la plus grande classe de sources de rayons X galactiques. Le dépôt de matière balistique sur la surface d'une étoile dégénérée entraîne une émission abondante de rayons X, provenant soit de l'atmosphère chauffée de l'étoile, soit de chocs au-dessus de sa surface. Leur proximité, leur géométrie binaire bien définie et leur plage d'émission (s'étendant sur tout le spectre électromagnétique) donnent une classe d'objets où se rencontrent les champs d'accrétion, d'activité magnétique, de physique des plasmas dégénérés et d'évolution binaire.

Un résultat inattendu a été la détection de raies d'absorption de résonance Fe K dans trois XRB à forte inclinaison, suggérant qu'il pourrait s'agir de caractéristiques communes des systèmes d'accrétion avec des disques proches des bords (Parmar et al. 2002). Les caractéristiques sont identifiées avec les raies d'absorption K de Fe XXV et Fe XXVI , et puisqu'elles sont détectées sur une large gamme de phases orbitales, le matériau absorbant est très probablement situé dans une géométrie cylindrique avec un axe perpendiculaire au disque d'accrétion. Le matériau responsable est contraint d'être proche de la source centrale, à un rayon 200 fois plus petit que le bord extérieur du disque d'accrétion. Les largeurs équivalentes augmentent au cours des creux, correspondant à une colonne d'atomes de Fe cm . Jusqu'à récemment, les seuls XRB connus pour présenter des raies d'absorption de rayons X étroites étaient des sources de jets supraluminiques, et il avait été suggéré que ces caractéristiques étaient liées au mécanisme de formation des jets. Il semble maintenant probable que les caractéristiques d'absorption de Fe ionisé puissent être des caractéristiques communes des systèmes d'accrétion avec des disques d'accrétion.

Une large raie d'émission de Fe K asymétrique a été détectée dans la source transitoire X1650 50 (Miller et al. 2002), ce qui suggère que ce système héberge un trou noir. La forme de la ligne indique un profil d'émissivité du disque abrupt qui est difficile à expliquer en termes de modèle de disque d'accrétion standard. Semblables aux données XMM-Newton pour la galaxie Seyfert MCG 6-30-15, ces résultats peuvent être expliqués par l'extraction et la dissipation de l'énergie de rotation d'un trou noir via une connexion magnétique au disque d'accrétion interne. Si ce processus est à l'œuvre dans les deux sources, une prédiction fondamentale de la relativité générale sera confirmée à travers un facteur de la masse du trou noir.

Variables cataclysmiques : malgré leur nature omniprésente, les CV ont de faibles luminosités (ergss), et des expériences de rayons X détaillées n'ont donc été possibles que sur un petit sous-échantillon à haute luminosité de la classe. Avec ses caméras haute résolution et haut débit, sa capacité à observer des sources lumineuses en modes temporels et spectraux complets, et ses capacités optiques et UV simultanées, XMM-Newton révolutionne l'astronomie CV.

Une prédiction de longue date suggère que les écoulements post-choc sont stratifiés en température et en densité. Les données RGS placent des tests exigeants sur ce modèle. La figure 8 compare le meilleur ajustement de modèle stratifié avec des ajustements de zone de température unique. Les petits résidus restants dans le panneau inférieur sont le résultat de l'irradiation de la colonne d'accrétion. Deux produits bien contraints de l'ajustement sont la masse de la naine blanche et le taux d'accrétion. Les deux sont des propriétés CV fondamentales qui se sont avérées notoirement difficiles à mesurer dans le passé. Un échantillon de ces grandeurs est nécessaire pour comprendre l'interdépendance des phénomènes CV, déterminer les origines des systèmes et prédire leur évolution future. Par exemple, en comparant les intensités de champ magnétique pour les CV et les naines blanches isolées, il est évident que l'accrétion supprime les champs. Les masses et les taux d'accrétion nous aideront à comprendre ce processus. En prolongeant cette analyse, Ramsay et al. (2001) ont montré que l'émission thermique de la surface de la naine blanche n'est pas une caractéristique standard du spectre CV. Ils soutiennent que seuls les systèmes de transfert de masse brillants et élevés émettent des spectres thermiques dans la bande des rayons X.

Figure 8 : Le spectre RGS du CV EX Hya magnétique avec ajustement du modèle stratifié. Les résidus sont affichés dans le panneau inférieur. Les résidus des ajustements du modèle MEKAL à 1 et 3 températures sont indiqués dans les panneaux du milieu (Cropper et al. 2002).

Les émissions optiques et UV collectées par l'OM sondent indépendamment l'émission cyclotron et les atmosphères plus froides du flux d'accrétion pré-choc et de l'étoile compagne. Wheatley & West (2002) ont montré que les régions d'émission de rayons X et cyclotron occupent des volumes différents, la région cyclotron étant plus grande. Après avoir détecté un nouveau type unique d'éruption de rayons X de l'UZ For dans son état de repos, Still & Mukai (2001) et Pandel & Cordova (2002) ont conclu qu'il s'agissait d'un événement d'accrétion plutôt que coronal. Les deux résultats auraient été impossibles sans données OM simultanées.

Les observations de l'ASCA ont indiqué que Ne était surabondant dans de nombreuses sources coronales, mais les mélanges de lignes n'ont pas permis des mesures concluantes. En tirant parti d'une grande surface efficace et d'une spectroscopie dispersive, XMM-Newton a réglé l'argument de l'effet dit ``Inverse FIP'' (First Ionization Potential) (Brinkman et al. 2001). Les données RGS sur le système RS CVn HR 1099 ont montré une augmentation des abondances coronales avec leur FIP respectif (les éléments avec un FIP plus élevé sont plus abondants), l'exact opposé de ce qui est observé dans le Soleil. Ce résultat a été confirmé dans le rotateur rapide AB Dor (Guedel et al. 2001), tous deux présentant des raies Ne IX anormalement fortes. Audard et al. (2001) trouvent un effet FIP ​​inverse dans HR 1099 pendant la quiescence mais un effet FIP ​​direct pendant les poussées. On pense que ces éruptions sont directement associées au processus de fractionnement des éléments dans les atmosphères stellaires. Étant donné que les éléments avec des FIP différents seront ionisés en quantités différentes et que les matériaux à faible FIP ont une probabilité plus élevée d'être accélérés le long des boucles magnétiques et diffusés dans la chromosphère, il y a une plus grande abondance de particules à haute FIP dans la basse atmosphère qui seront soulevées dans la couronne par des fusées éclairantes.

Une observation XMM-Newton RGS de l'étoile Wolf-Rayet (WR) WR110, qui n'a pas de compagnon connu, montre une composante de rayons X dur inattendue et inexpliquée (équivalent à un plasma thermique de 3 keV). L'analyse (Skinner et al. 2002) montre que la moitié du flux de l'étoile provient de la composante dure. Des observations VLA simultanées ont sondé l'atmosphère et excluent la possibilité que cette émission de rayons X durs se produise lors de chocs de vent, laissant en suspens le mystère de son origine.

Les observations de l'étoile symbiotique Z And, obtenues peu de temps après l'explosion, montrent un spectre complexe avec des énergies de photons allant jusqu'à au moins 5 keV (Sokoloski et al. 2002). L'utilisation simultanée de spectres FUSE pour fixer la colonne d'absorption donne un spectre composé d'un corps noir de 80 eV, d'un plasma thermique de 0,7 keV et d'une queue dure pouvant survenir dans des vents choqués. Une observation de suivi obtenue cinq mois plus tard révélera l'évolution du spectre des rayons X au cours du déclin optique.

Le fond diffus des rayons X est la somme des émissions de plusieurs régions différentes du plasma chaud : l'ISM local, le halo galactique, le milieu intercluster du groupe local (ICM) et l'IGM chaud. Il comprend également l'arrière-plan extragalactique non résolu, dont on sait maintenant qu'il provient principalement de l'AGN (par exemple, Hasinger et al. 1998).

Les études de cette émission diffuse nécessitent de grandes surfaces effectives et de grands angles solides pour fournir des comptes suffisants, un faible bruit de fond du détecteur et une bonne résolution angulaire pour permettre l'élimination des sources ponctuelles contaminantes. Non seulement XMM-Newton EPIC satisfait à toutes ces exigences, mais sa réponse spectrale est bonne jusqu'au keV, couvrant les énergies où le halo galactique et l'IGM chaud sont le plus facilement observés.

Un problème majeur en suspens est l'origine du fond diffus aux hautes latitudes galactiques dans la bande des keV. Seulement environ 50 % du flux observé peut être attribué à des sources cosmologiques récemment résolues. Un autre 10-20% du flux observé peut être attribué à l'émission galactique des plasmas thermiques (et une petite quantité aux contributions stellaires non résolues). Déterminer l'origine de la fraction restante a des implications à la fois cosmologiques et galactiques.

Récemment, des contraintes majeures sur les propriétés de ces plasmas chauds ont été déterminées par des études d'absorption. Une absorption significative des raies de résonance O VII et O VIII à un décalage vers le rouge nul a été trouvée dans les expositions RGS profondes de l'AGN 3C 273, Mkn 421 et PKS 2155-304 (Figure 9). Ces caractéristiques, cohérentes avec la détection de O VII et O VIII dans le spectre Chandra LETGS de PKS2155-304 (Nicastro et al. 2002), sont définitivement à zéro redshift. Les lignes ont des vitesses Doppler turbulentes de quelques centaines de km s ou moins. Les densités de colonnes mesurées dans O VII et O VIII sont de l'ordre de quelques fois les ions cm .

Figure 9 : Spectres de Capella, 3C273, Mkn 421 et PKS2155-304. L'absorption est observée à 18,97 Å (O VIII Ly ) et 21,6 Å (O VII raie de résonance) dans les spectres QSO. L'absorption à 23,5 Å est due à l'O neutre dans la Galaxie. Le spectre Capella démontre la précision de l'échelle de longueur d'onde (Rasmussen et al. 2002)

La densité et la taille du plasma chaud peuvent être établies en combinant la mesure de l'absorption avec des contraintes sur l'émission d'un même milieu. Étant donné que le milieu ne peut pas surproduire le fond keV, la majeure partie de l'absorption ne peut pas être due au plasma chaud dans l'ISM de notre propre Galaxie, nous assistons donc à une absorption par un plasma chaud situé dans un halo étendu de la Galaxie ou dans le gaz interamas de la Locale Grouper. La température électronique de ce milieu, déterminée à partir du rapport des densités de colonnes dans O VII et O VIII , est de 200-300 eV, conforme aux attentes basées sur la dynamique des galaxies du Groupe Local. Cela ouvre un tout nouveau champ d'étude, avec des mesures contraignant le recensement total des baryons au décalage vers le rouge zéro, ainsi que l'évolution du gaz diffus dans les structures effondrées de surdensité faible à modérée.

Figure 10 : Panneau de gauche : La distribution des émissions de rayons X de 2 à 9 keV dans la région de l'arc radio. L'image couvre une région. La source étendue lumineuse associée à Sgr A East est visible sur le côté droit de l'image. Panneau de droite : La distribution du rapport de dureté (H-M/H+M) correspondant (Dur : 5-9 keV, Moyen : 2-5 keV, Warwick 2002).

La figure 10 montre l'image EPIC et le rapport de dureté de l'émission de 0,4 à 9 keV du PC central de notre Galaxie (Warwick 2002). Il existe une structure complexe avec une émission de rayons X étendue à grande échelle associée à la source radio non thermique Sgr A East, distribuée de manière asymétrique autour de la région. La composante diffuse des rayons X présente dans la région de l'arc radio présente des variations spectrales considérables à des échelles allant jusqu'à , cohérentes avec un mélange complexe de contributions thermiques et non thermiques. Alors que Chandra a résolu l'émission extensive dans cette région en contributions de sources ponctuelles (Wang et al. 2002), l'origine et la nature de l'émission diffuse de rayons X observée dans la région du centre galactique et dans le plan galactique sous la forme du Galactic X-ray Ridge restent des sujets de débat actif.

12pt 1.8 Cosmologie, enquêtes et science fortuite

La capacité de XMM-Newton à étudier rapidement de grands champs jusqu'à des niveaux faibles avec des positions précises et un nombre raisonnable de spectres de rayons X est une percée dans ce domaine. La plupart des expositions sont aussi faibles que les sondages ROSAT les plus profonds dans la bande molle et dix fois plus faible que l'ASCA et le Beppo-SAX dans la bande dure. XMM-Newton détecte les galaxies normales à z , les galaxies de Seyfert et les groupes à z , et les quasars et les amas riches à un décalage vers le rouge arbitrairement élevé. Les données XMM-Newton fournissent une base de données unique pour étudier la fonction de corrélation des sources de rayons X et leurs propriétés de clustering. XMM-Newton a déjà entrepris un total d'observations à haute latitude galactique avec des temps d'exposition supérieurs à 50 ks. En moyenne, chacun de ces champs contient environ 50 sources fortuites, suffisamment brillantes pour la spectroscopie aux rayons X, et atteint un seuil de flux d'ergs cm s dans la bande 0,5-2 keV (Lumb et al. 2001).

Cette base de données fortuite fournira le plus grand échantillon d'amas distants, et permettra la mesure de l'évolution cosmique des fonctions de température et de luminosité des amas et des groupes. La base de données XMM-Newton sera largement supérieure aux bases de données précédentes utilisées à cette fin. Il poussera ces mesures vers des redshifts plus élevés, où la sensibilité aux paramètres cosmologiques est grandement améliorée (Henry 2000).

Une comparaison entre l'observation de 1 Ms Chandra du Hubble Deep Field North et une observation XMM-Newton de 155 ks du même champ montre que XMM-Newton réussit extrêmement bien avec un temps d'exposition beaucoup plus court (Figure 11). Il y a une certaine confusion de source présente dans l'image XMM-Newton, limitant le seuil de flux effectif dans les champs à 2 imes10^<-16>$ --> ergs cm s , mais la limite de confusion dans la bande 5-10 keV a pas encore été atteint. Les deux relevés profonds de Chandra montrent des différences remarquables dues à la variance cosmique et il est clair que l'angle solide XMM-Newton beaucoup plus grand et une sensibilité similaire lui permettront d'apporter une contribution majeure dans ce domaine.

Figure 11 : Observation XMM-Newton du champ profond nord de Hubble. Rouge : 0,5-2,0 keV, Vert : 2,0-4,5 keV, Bleu : 4,5-10,0 keV (Griffiths et al. 2002).

Le programme XMM-Newton SSC XID
http://xmmssc-www.star.le.ac.uk/ a publié des images CCD multicolores pour de nombreux champs XMM-Newton avec des détails sur l'identification des sources dans les champs, des liens vers des graphiques de recherche optique, une photométrie optique de potentiel homologues, et des spectres optiques réduits. Cette diffusion publique des données de suivi optique est unique à XMM-Newton et se poursuivra dans le cadre de la fonction SSC.

Le bruit de fond de 2 à 10 keV a été presque entièrement résolu par Chandra en sources ponctuelles. La bonne réponse de XMM-Newton aux hautes énergies a été utilisée pour montrer que les Seyferts de type 2 et des sources non identifiées sont responsables de la majeure partie du fond extragalactique (Griffiths et al. 2002). Les spectres fourniront un test solide des modèles unifiés du fond de rayons X. Ce que nous devons encore comprendre, c'est si les taux d'évolution des sources avec des colonnes d'absorption différentes sont les mêmes ou s'ils diffèrent. Avec sa grande base de données de spectres de rayons X de sources fortuites, XMM-Newton apportera une contribution majeure dans ce domaine.

12ptAudard, M., et al. 2001, A&A, 365, L318

12ptBarnard, R., et al. 2002, astro-ph/0203475

12ptBehar, E., et al. 2001, A&A, 365, L242

12ptBleeker, J.A.M., et al. 2001, A&A, 365, L225

12ptBocchino, F., & Bykov, A.M. 2001, A&A, 376, 248

12ptBocchino, F., et al. 2001, A&A, 369, 1068

12ptBraito, V., et al. 2002, Proc. Symposium ``Nouvelles visions de l'univers des rayons X dans l'ère XMM-Newton et Chandra'', éd. F. Jansen, sous presse

12ptBrinkman, A.C., et al. 2001, A&A, 365, L324

12pt Cropper, M., et al. 2002, en préparation

12pt De Grandi, S., & Molendi, S. 2001, ApJ, 551, 153

12ptEzawa, H., et al. 1997, ApJ, 490, L33

12ptFranceschini, A., et al. 2002, astroph/0111413

12ptFrenk, C.S., et al. 1999, ApJ, 525, 554

12ptGriffiths, R.E., et al. 2002, astroph/0106027

12ptGuedel, M., et al. 2001, A&A, 365, L336

12ptGuerrero, M., et al. 2002, A&AL, sous presse

12ptHashimoto, Y., et al. 2002, A&A, 381, 841

12ptHasinger, G., et al. 1998, A&A, 329, 482

12ptHenry, J.P., 2000, ApJ, 534, 565

12ptvan der Heyden, K., et al. 2001, A&A, 365, L254

12ptvan der Heyden, K., et al. 2002, astro-ph/0203160

12pt Kaastra, J.S., et al. 2002, Proc. Symposium ``Nouvelles visions de l'univers des rayons X dans l'ère XMM-Newton et Chandra'', éd. F. Jansen, sous presse

12ptKinkhabwala, A., et al. 2002, astro-ph/0203290

12ptLumb, D., et al. 2001, A&A, 376, 387

12ptMarkevitch, M., et al. 1998, ApJ, 503, 77

12ptMason, K.O., et al. 2002, MNRAS, soumis

12pt Miller, J.M., et al. 2002, ApJ, 570, L69

12ptMushotzky, R. F. 2002, en préparation

12ptNandra, P., et al. 1999, ApJ, 523, L17

12ptNicastro, F., et al. 2002, astro-ph/0201058

12ptPandel, D., & Cordova, F. 2002, MNRAS, soumis

12ptParmar, A.N., et al. 2002, A&A, 386, 910

12pt Peterson, J.R., et al. 2002, astroph/0202108

12ptPierre, M., et al. 2002, astro-ph/0202117

12ptPietsch, W., et al. 2001, A&A, 365, L174

12pt Pratt, G., et al. 2002, astroph/0105431

12pt Ramsay, G., et al. 2001, A&A, 365, L27

12ptRasmussen, A.P., et al. 2001, A&A, 365, L231

12ptRasmussen, A.P., et al. 2002, en préparation

12ptReeves, J.N., et al. 2002, Nature, 416, 512

12ptSako, M., et al. 2001, A&A, 365, L168

12ptSanders, D., et al.2002, ApJ, soumis

12pt Shirey, R., et al. 2001, A&A, 365, L195

12ptSkinner, S.L., et al. 2002, astro-ph/0203270

12ptSokoloski, J.L., et al. 2001, astro-ph/0110042

12ptSoria, R., & Kong, A. K. H. 2002, astro-ph/0203345

12ptStill, M., & Mukai, K. 2001, ApJ, 562, L71

12ptTamura, T., et al. 2001, A&A, 379, 107

12ptTrudolyubov, S., et al. 2002, astroph/0203221

12ptVink, J., et al. 2002, astroph/020221

12ptWang, Q.D., et al. 2002, Nature, 415, 148

12pt Warwick, R. S., 2002, astro-ph/0203333

12pt Warwick, R.S., et al. 2001, A&A, 365, L248

12ptWheatley P., & West R., 2002, MNRAS, soumis

12ptWhite, D., 2000, MNRAS, 312, 663

12pt Willingale, R., et al. 2001, A&A, 365, L212

12ptWilms, J., et al. 2002, astroph/0110520

12ptXu, H., et al. 2002, astro-ph/0110013

Annexe 2 : Liste des acronymes

AAPT Association américaine des professeurs de physique
SAA Société américaine d'astronomie
AGN Noyaux Galactiques Actifs
AO Annonce d'opportunité
ASCA Satellite avancé pour la cosmologie et l'astrophysique
Cal/PV Étalonnage et vérification des performances
CCD Dispositif à couplage de charge
MDP Matière noire froide
Co-I Co-investigateur
CTI Inefficacité du transfert de charge
UC Université Columbia
CV Variable cataclysmique
DPU Unité de traitement numérique
ÉPIQUE Caméra d'imagerie photonique européenne
E/PO Éducation et sensibilisation du public
ESA Agence spatiale européenne
FIP Premier potentiel d'ionisation
ETP Équivalent temps plein
FUSIBLE Explorateur spectroscopique de l'ultraviolet lointain
FWHM Pleine largeur à mi-hauteur
EF Exercice fiscal
VERRE Télescope spatial à rayons gamma à grande surface
VA Observateur invité
GOF Installation d'observateurs invités de la NASA/GSFC
GRB Explosion de rayons gamma
GSFC Centre de vol spatial Goddard
GT Temps garanti
HEASARC Centre de recherche sur les archives scientifiques en astrophysique des hautes énergies
HETG Caillebotis de transmission à haute énergie
HPD Diamètre demi-puissance
HTR Haute résolution temporelle
MIC Milieu intercluster
IGM Milieu intergalactique
INTÉGRAL Laboratoire international d'astrophysique des rayons gamma
IR Infrarouge
IRAS Satellite astronomique infrarouge
ISM Milieu interstellaire
ISO Observatoire spatial infrarouge
LANL Laboratoire national de Los Alamos
LETG Caillebotis de transmission basse énergie
MOS Détecteur EPIC CCD de style MOS
Nasa Administration Nationale de l'Espace et de l'Aéronautique
NSTA Association nationale des professeurs de sciences
OGIP Bureau des programmes d'enquêteurs invités
OM Moniteur optique
PI Chercheur principal
PPS Sous-système de traitement des pipelines
PSF Fonction d'étalement des points
PN Détecteur CCD EPIC de style PN
PNe Nébuleuse planétaire
PPS Système de traitement de pipeline
PV Validation des performances
RGA Réseau de grille de réflexion
RGS Spectromètre à réseau de réflexion
RMS Racine moyenne quadratique
ROSAT Röntgen Satellite
RPS Système de proposition à distance
RXTE Explorateur du temps des rayons X Rossi

SAS Système d'analyse scientifique
SEU Structure et évolution de l'univers
SEUEF Structure et évolution de l'Univers Education Forum
SN Supernova
SNR Vestige de supernova
COS Centre des opérations scientifiques
SRON Organisation de recherche spatiale Pays-Bas
CSS Centre des sciences de l'enquête
SSU Université d'État de Sonoma
SWT Équipe de travail scientifique
Trop Cible d'opportunité
UCSB Université de Californie, Santa Barbara
URL Localisateur universel de resources
UV Ultra-Violet
WR Loup-Rayet
XID Programme d'identification des sources de rayons X
XMM Mission multi-miroirs à rayons X
XRB X-ray binaire

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Copyright © 1997, 1998, 1999, Ross Moore, Département de mathématiques, Université Macquarie, Sydney.



Commentaires:

  1. Janaya

    Oui, c'est une réponse à l'intelligibilité

  2. Trevon

    Vous pouvez parler longtemps de ce sujet.

  3. Cuanaic

    Au lieu de la critique, écrivez les variantes.

  4. Nereus

    Et j'ai rencontré ça. Nous pouvons communiquer sur ce thème.

  5. Hoben

    Je pense, que vous commettez une erreur. Je peux le prouver. Écrivez-moi dans PM, nous communiquerons.

  6. Tilton

    Eh bien, So-So ......

  7. Yole

    Il y a quelque chose. Merci pour une explication, je considère aussi que plus le mieux est le mieux ...



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