Le télescopeChandra avec son étage IUS chargé de le placer sur son orbite haute dans la soute de la navette spatiale.
En 1976, le projet detélescope à rayons X, (AXAF - pourAdvanced X-ray Astrophysics Facility), est proposé à laNASA parRiccardo Giacconi et Harvey Tananbaum. L'année suivante, les développements débutent aucentre de vol spatial Marshall (George C. Marshall Space Flight Center - MSFC) et auSmithsonian Astrophysical Observatory (SAO). Entre-temps, en 1978, la NASA lance et met en orbite le premiertélescope àrayons XEinstein (HEAO-2). En 1992, les caractéristiques du télescope sont largement modifiées pour en réduire le coût : quatre des douze miroirs prévus sont éliminés ainsi que deux des six instruments scientifiques. L'orbite sur laquelle le télescope doit circuler est modifiée : celui-ci doit désormais suivre une orbite fortement elliptique dont le point le plus éloigné se situe à un tiers de ladistance Terre-Lune. Ces transformations ne permettent plus les missions de maintenance ou d'entretien par lanavette spatiale américaine envisagées initialement. En contrepartie, la majeure partie de l'orbite se situe désormais au-delà de laceinture de Van Allen, zone de radiations intenses qui interdit toute observation.
En 1998, AXAF est baptiséChandra à la suite d'un appel à idées lancé par la NASA. Son nouveau nom est destiné à honorer la mémoire duprix Nobel de physique de 1983,Subrahmanyan Chandrasekhar, qui est le premier à avoir compris au début des années 1930 que lesétoiles à neutrons et lespulsars, objets d'étude du télescope, sont créés par l'effondrement d'étoiles en fin de vie. Le termesanskrit deChandra signifie « Lumineux » et désigne laLune.
La planification annuel des observations effectuées avec le télescope est déterminé à la suite d'un appel à propositions annuel lancé par la NASA : un comité constitué de scientifiques du domaine sélectionne les propositions argumentées remises par les demandeurs sur la base de leur intérêt scientifique.
Chandra est construit autour de sa partie optique, qui a la forme d'un cylindre légèrement conique et lui donne une longueur hors tout de 12,20 mètres. Cette structure est réalisée dans un matériau allégé à base dematériau composite. À une extrémité se trouvent les miroirsHRMA destinés à focaliser le rayonnement X ainsi qu'un petit télescope optique tandis qu'à l'autre extrémité, au niveau du point focal, se trouvent les deux principaux instruments : la caméra à haute résolution (High Resolution Camera, HRC) et lespectromètre imageur (Advanced CCD Imaging Spectrometer, ACIS).
Au niveau du miroir et entourant le cylindre sont placés l'ensemble des équipements de servitude : la propulsion, le système decontrôle d'attitude et de pointage du télescope (Pointing, Control, and Attitude Determination system - PCAD), le système d'alimentation électrique (Electrical Power System, EPS), et le système de commande, de contrôle et de gestion des données (Command, Control, and Data Management system - CCDM)[2].
Le module des instruments scientifiques ISIM (Integrated Science Instrument Module).
Le module des équipements de servitude est préparé pour des tests de vibration.
Deux ailes s'étendant de part et d'autre du télescope portant chacune 3panneaux solaires qui fournissent 2 112 watts qui peuvent être stockés dans troisaccumulateurs nickel-hydrogène d'une capacité de 120 Ah. Celles-ci permettent de faire face aux périodes d'éclipse durant chaque passage derrière laTerre et occasionnellement à des éclipses provoquées par laLune. Ces éclipses ne durent généralement pas plus de 2 heures. L'envergure totale du télescope avec ses panneaux solaires déployés est de 18,90 mètres.
Le système de propulsion comporte d'une part le système IPS (Integral Propulsion System), utilisé au début de la mission pour placer le télescope sur son orbite et désactivé par la suite et d'autre part le système MUPS (Momentum Unloading Propulsion System) utilisé pour désaturer lesroues de réaction chargées de contrôler l'orientation du télescope. Le système IPS utilise deuxmoteurs d'apogée de 472newtons depoussée et des moteurs de contrôle d'orientation de 89 N tandis que les moteurs utilisés pour la désaturation ont une poussée de 0,9 N. Tous brûlent de l'hydrazine qui est le seul consommable qui limite la durée de la mission. La quantité emportée doit théoriquement garantir une durée opérationnelle de plus de20 ans.
Le système de contrôle d'attitude et de pointage du télescope (Pointing, Control, and Attitude Determination system - PCAD) comprend les senseurs utilisés pour maintenir le télescope pointé vers la zone observée, modifier l'orientation pour viser de nouvelles cibles, orienter les panneaux solaires et désaturer lesroues de réaction. Le satellite eststabilisé sur 3 axes mais la précision demandée pour le pointage (30 secondes d'arc) est relativement faible comparée à celle, par exemple, du télescope spatialHubble. Cette caractéristique découle du mode de fonctionnement des détecteurs de rayons X qui comptent chaquephoton. Legisement utilisé pour le pointage est déterminé par lesgyroscopes et la caméra d'aspect qui se repère sur cinq à huit étoiles pré-sélectionnées associées à chaque cible ; lors de la phase de retraitement des données sur Terre dite de « reconstitution de l'image », la position de chaque photon X ayant frappé le détecteur est transformée en position céleste en utilisant les images prises par la caméra d'aspect au même moment. Les performances obtenues permettent de reconstruire une image avec une précision de moins d'une seconde d'arc.
Le système de commande, contrôle et de gestion de données (Command, Control, and Data Management system, CCDM) reçoit et traite les instructions transmises par les stations sur Terre, transmet les données télémétriques sur le fonctionnement du satellite et gère les données scientifiques recueillies par les instruments. Deuxordinateurs embarqués (On-Board Computers, OBC) utilisant unprocesseur 16 bitsCDI 1750A assurent le fonctionnement de l'ensemble. Deux ordinateurs LSI 16-bit 1750A prennent le relais lorsque le télescope passe en mode de survie (safe mode). Les données sont stockées dans deuxmémoires de masse d'une capacité unitaire de 1,8gigabits. Les échanges avec les stations sur Terre sont assurées via deuxtranspondeurs fonctionnant enbande S associés à des antennes à faiblegain. Le débit moyen est de 32 à 1 024 kilobits par seconde pour l'émission des données scientifiques et de 2 kilobits pour la réception des commandes. Pour les données télémétriques qui informent le contrôle au sol de l'état du satellite le débit est de 32 kilobits par seconde dont 24 kilobits sont alloués au fonctionnement des instruments et 8 kilobits aux autres équipements du satellite.
Les rayons X réfléchis par les miroirs du HRMA convergent vers un point focal ayant la moitié de l'épaisseur d'un cheveu situé à 10 mètres de la partie optique à l'autre extrémité du télescope. Les détecteurs des deux principaux instruments scientifiques - ACIS et HRC - peuvent être positionnés à cet endroit pour enregistrer les images formées par les photons incidents, compter le nombre de photons, mesurer leur énergie, leur position et leur moment d'arrivée. Ces détecteurs sont montés sur un support mobile qui permet de placer au choix les détecteurs de l'un ou l'autre des instruments au point focal. Ces deux instruments peuvent être utilisés seuls ou en association avec un des deuxréseaux de diffraction. Le spectromètre ACIS et la caméra HRC avec les mécanismes permettant leur déplacement, l'électronique assurant le contrôle des opérations et l'isolation thermique forment le module des instruments scientifiques ou SIM (Science Instrument Module)[4].
Lespectromètre imageur ACIS (Advanced CCD Imaging Spectrometer) est le deuxième instrument installé au foyer du télescope. Il est constitué de 10dispositifs à transfert de charges (CCD) qui présentent la caractéristique de pouvoir à la fois restituer une image formée à partir des rayons X qui viennent les frapper mais également de mesurer leur énergie. Les scientifiques peuvent ainsi localiser le rayonnement produit par des ions d'oxygène, denéon ou defer. C'est un instrument optimisé pour étudier la température des sources de rayons X telles que les grands nuages de gaz chaud situés dans lemilieu intergalactique ou la répartition des éléments chimiques dans les nuages générés par les explosions desupernova[4].
Chandra dispose de deux équipements qui permettent d'effectuer de laspectroscopie à haute résolution sur le rayonnement X : le HETGS (High Energy Transmission Grating Spectrometer) travaille dans la gamme de 0,4 à 10keV et dispose d'une résolution spectrale de 60-1 000. Le LETGS (Low Energy Transmission Grating Spectrometer) travaille dans la gamme de 0,09 à 3keV et une résolution de 40-2 000[4]. Chaque spectromètre est activé en plaçant sur le chemin optique des rayons X réfléchis par les miroirs un dispositif constitué de centaines deréseaux de diffraction enor. Ces réseaux réalisent ladiffraction des rayons X en fonction de leur énergie de la même manière qu'un prisme sépare la lumière en ses différents composants colorés. Les détecteurs placés au point focal peuvent alors déterminer l'énergie des différents photons incidents avec une précision qui atteint un pour mille. Ces mesures fournissent des indications sur la température, le degré d'ionisation et lacomposition chimique de la source d'émission des rayons X[4].
Gros plan sur le réseau de diffraction basse énergie LETGS.
Assemblage des réseaux de diffraction basse et haute énergie sur lebanc d'optique.
Vue des détecteurs de l'instrument ACIS : lesdispositifs à transfert de charges (CCD) dédiés aux images forment un carré tandis qu'au-dessus les dispositifs à transfert de charges dédiés à la spectroscopie forment un rectangle.
Gros plan sur les dispositifs à transfert de charges de l'instrument ACIS.
Chandra transforme profondément notre connaissance de l'Univers et apporte un nombre considérable d'informations nouvelles ou inattendues, parmi lesquelles figurent :
dans lanébuleuse du Crabe, autre rémanent de supernova, un anneau inconnu autour dupulsar central et des jets qui ne sont que devinés sur les images antérieures ;
les observations communes deChandra etBeppoSAX suggèrent que les sursauts gamma se trouvent dans les régions d'intense formation d'étoiles ;
les données recueillies suggèrent que les objetsRX J1856.5-3754 et3C 58, que l'on croyait précédemment être despulsars, seraient plutôt des objets beaucoup plus denses, desétoiles étranges. Cette analyse ne fait toutefois pas encore l'objet d'un consensus clair ;
le plus jeune trou noir de notre voisinage « proche ». Cet événement constitue la première occasion d'établir la « date de naissance » d'un trou noir[réf. nécessaire] ;
le plus lointain trou noir jamais observé,UHZ-1, en collaboration avec leJWST[5].
La première date est celle du lancement du lancement (du premier lancement s'il y a plusieurs exemplaires). Lorsqu'elle existe la deuxième date indique la date de lancement du dernier exemplaire. Si d'autres exemplaires doivent lancés la deuxième date est remplacée par un -. Pour les engins spatiaux autres que les lanceurs les dates de fin de mission ne sont jamais fournies.
