Télescope à masque codé

Un télescope à masque codé est un instrument scientifique embarqué dans des observatoires spatiaux pour obtenir la position et mesurer l'énergie de sources de rayons gamma ou rayons X durs.

Schéma du télescope à masque codé BAT de l'observatoire spatial Swift.

Problème soulevé par l'astronomie gamma

Schéma montrant le principe de fonctionnement d'un télescope à masque codé avec deux sources de rayonnement.
Masque codé de l'instrument BAT de l'observatoire spatial Swift.

Pour obtenir une image d'une portion de ciel, un télescope classique fait converger à l'aide de lentilles ou de miroirs la lumière émise par des objets célestes (étoiles, galaxies, ...) sur un détecteur qui restitue alors une image plus ou moins grossie de la région du ciel. Ce type de dispositif fonctionne lorsque l'énergie des photons n'est pas trop importante autrement dit lorsque la mesure porte sur la lumière visible, l'infrarouge, l'ultraviolet ou les rayons X mous. Les photons des rayons X durs et des rayons gamma ont une telle énergie qu'ils ne font que traverser les miroirs et lentilles sans subir aucune réflexion et ne peuvent donc être focalisés sur le détecteur. L'utilisation de miroirs réfléchissants avec une incidence rasante (télescope Wolter) conduit à des tailles d'instrument trop importantes : un photon ayant une énergie de 1 MeV nécessite une longueur focale de 500 mètres pour que la particule puisse être réfléchie.

Principe de fonctionnement du masque codé

Pour observer les rayons X durs et les rayons gamma on interpose entre le détecteur et la source du rayonnement gamma un masque opaque à ce rayonnement mais percé de trous qui laissent passer celui-ci. Les photons qui viennent frapper le détecteur projettent donc une ombre portée de ce masque. Pour une source donnée (étoile, ...) l'ombre créée présente un décalage horizontal sur le détecteur qui reflète la position de la source dans le ciel. L'image obtenue par le détecteur est indirecte et doit être retraitée pour obtenir une restitution de la portion de ciel observée. Cette opération dite de déconvolution est rendue plus complexe par la multiplicité des sources de rayonnement et donc de leurs ombres qui se superposent éventuellement ainsi que par la présence d'un bruit de fond gamma. Les rayons cosmiques incidents, protons ou noyaux atomiques accélérés caractérisés par des niveaux d'énergie équivalents à ceux des photons gamma viennent également perturber les mesures effectués par le détecteur.

La taille et la forme du masque jouent un rôle important dans les performances de l'instrument. Les masques de type URA (Uniformly Redondant Array) permettent de reconstruire la position des sources en minimisant l’influence du bruit de fond. La résolution angulaire α d’un télescope à masque codé est directement liée à la taille des pavés unitaires rectangulaires (longueur du côté L) formant le masque et la distance H entre le masque et le détecteur. La formule est la suivante :

Instruments développés

Plusieurs observatoires spatiaux ont été lancés à compter de la fin des années 1990 en emportant un instrument utilisant cette technique d'observation des rayonnements gamma ou X :

Les performances des instruments sont résumées dans le tableau ci-dessous :

Instrument SIGMA[1] WFC[2] IBIS RHESSI[3] BAT[4] CZTI[5],[6] ECLAIR[7]
Observatoire spatialGranatBeppo-SAXINTEGRALRHESSISwiftAstrosatSVOM
Année de lancement1989199620022002200420152021
Gamme d'énergie35-1300 keV2-28 keV15 keV-10 MeV3 keV-17 MeV15-150 keV10 - 150 keV4 - 250 keV
Champ de vue16° × 18°
11,4 × 10,5°
(50 % sensibilité)
4,7 × 4,3°
(100 % sensibilité)
40° × 40°
(20 × 20° FWHM)
9° × 9°
entièrement codé
1,4 sr à moitié codé,
2,3 sr partiellement codé
6° × 6° à 10-100 keV
(compte tenu des collimateurs)
89 × 89°
(2 sr)
Type de masqueMotif URAMotif aléatoire,
ouvert à 33 %
Motif aléatoire,
ouvert à 50 %
Motif URA,
ouvert à 50 %
ouvert à 60 %
Superficie du masquem22,6 m2
Nombre éléments du masque49 × 53256 × 2564 × 53 × 5352 000
Taille cellules du masque9,4 × 9,4 mm1 × 1 mm5 × 5 mm11,73 × 11,73 mm
Autre caractéristique ouvertureTaille du masque et
du détecteur identiques
Distance entre le détecteur et le masque2,5 mètres3,1 mètres1 m46 cm
Résolution angulaire13 minutes d'arc5 minutes d'arc12 minutes d'arc2,3 secondes d'arc1-4 minutes d'arc8 minutes d'arc10 minutes d'arc
(3 pour les sursauts brillants)
Résolution spectrale8 % à 511 keV18 % à 6 keV9 % à 100 keV1 keV7 keV à 15-150 keV~2 % à 60 keV< 1,5 keV à 60 keV
Sensibilité~2,4 × 10−6 erg s−1 cm−2~2,4 × 10−8 erg s−1 cm−2~10−8 erg s−1 cm−2~2,5 × 10−8 erg s
à 5-50 keV
DétecteurNaI(Tl)Compteur proportionnel à gazISGRI (20 keV - 1 MeV) : CdTe
PICsIT (150 keV - 10 MeV) : CsI
CdZnTeCdZnTeTellurure de cadmium
Superficie du détecteur794 cm2-ISGRI : 2 600 cm2
PICsIT : 3 100 cm2
5 240 cm21 000 cm21 024 cm2
Nombre éléments du détecteur-ISGRI : 128 × 128
PICsIT : 64 × 64
256 × 12816 3846 400
Taille éléments du détecteur-ISGRI : 4 × 4 mm
PICsIT :
4 × 4 mm2,4 × 2,4 mm4 × 4 mm
Autre caractéristique--2 détecteurs
masse : 677 kg
Utilisation modulation temporelle-Présence de collimateurs

Notes et références

  1. (en) L. Bouchet et al., « The SIGMA/GRANAT telescope : calibration and data reduction », The astronomical journal, vol. 548, , p. 990-1009 (lire en ligne)
  2. (en) « The BeppoSAX Wide Field Cameras (WFC) », Agence spatiale italienne (consulté le 23 mars 2016)
  3. (en) G.J. Hurford et al., « The Rhessi Imaging Concept », Solar Physics, vol. 210, , p. 61–86 (lire en ligne)
  4. (en) S. D. Barthelmy et al., « The Burst Alert Telescope (BAT) on the Swift MIDEX Mission », Space Science Reviews, vol. 120, nos 3-4, , p. 143-164 (DOI 10.1007/s11214-005-5096-3, lire en ligne)
  5. (en) « ASTROSAT Cadmium Zinc Telluride Imager (CZTI) », ISRO (consulté le 23 mars 2016)
  6. « Instrument IBIS », CNES (consulté le 23 mars 2016)
  7. (en) Stéphane Schanne, Bertrand Cordier et al. (2-5 december 2014) « The ECLAIRs GRB-trigger telescope on-board the future mission SVOM » (pdf) dans Swift : 10 Years of Discovery : 6 p., Rome: SPIE.

Voir aussi

Articles connexes

Lien externe

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