L’instrument X-IFU

X-IFU est un spectromètre à rayons X révolutionnaire. Il observera, à l’aide de rayons X, au sein de l'univers les phénomènes les plus chauds et les plus énergétiques, un monde d'amas de galaxies, de trous noirs et d’explosions d’étoiles.  Il sera positionné sur la plan focal d’un télescope de 12 mètres.

X-IFU combine une haute résolution spectrale avec une imagerie de haute qualité. En d'autres termes, l’instrument sera capable de capturer des images d'objets astrophysiques dans lesquels chaque pixel de l'image fournira un spectre complet contenant beaucoup d'informations sur les objets observés. Grâce à ses capacités sans précédent, X-IFU permettra aux astrophysiciens de répondre à deux questions fondamentales sur l'Univers : comment la matière s’est-elle assemblée pour former l’Univers et comment les trous noirs naissent, grossissent et façonnent l’univers ? 

Les détecteurs TES

Les détecteurs TES (Transition Edge Sensors) utilisés sur X-IFU sont comme des thermomètres ultrasensibles, d’une précision inégalée ils mesureront les variations de chaleur causées par l’absorption des photons. Ils seront placés dans un environnement proche du zéro absolu, à 50 mK, température atteinte à l’aide d’une chaîne cryogénique complexe. Ainsi, le plan de détection de X-IFU sera l’endroit le plus froid de l’Univers.

L'augmentation de température mesurée par le microcalorimètre est convertie par des thermomètres supraconducteurs en un signal électrique qui est lu par une électronique de haute précision. Les signaux sont analysés individuellement pour estimer avec précision l'énergie de chaque photon, donnant accès aux conditions dans lesquelles ils ont été émis.

Grâce à cette technologie de pointe, la capacité d’observation de X-IFU sera supérieure de deux ordres de grandeur à celle des instruments de la génération précédente, ce qui permettra ainsi des avancées spectaculaires dans tous les domaines scientifiques.

Ce qui change sur X-IFU depuis la phase de reformulation :

En 2022, Athena est entré dans une phase de reformulation qui a abouti à une nouvelle configuration de base pour ce télescope et pour l'architecture cryogénique de X-IFU. Elle repose sur l’utilisation d’un système de refroidissement passif mis en œuvre au niveau du Payload Compartment (PLC, compartiment charge utile), à l’aide de panneaux radiatifs, appelés V-grooves, fournissant un environnement de 50K à l'instrument. 

L’enveloppe extérieure à 50K de l’instrument X-IFU héberge le cœur cryogénique de l'instrument contenant la matrice de détections. Une machine cryogénique délocalisé, appelé réfrigérateur 4K, fournissant un refroidissement actif aux étages internes de l'instrument dans les plages 20K et 4K et un réfrigérateur à désaimantation adiabatique (ADR) multi-étagé, capable de refroidir l'étage du détecteur jusqu'à 50mK à partir de l'étage 4K.

Dans sa configuration actuelle, le nombre total de pixels de la matrice de détecteurs de X-IFU est de 1504, répartis en 4 groupes de 376 pixels chacun. Chaque groupe de 376 pixels est lu par un système électronique indépendant, de sorte qu'une défaillance n'entraîne pas une perte supérieure à un quart de l'ensemble du détecteur. La résolution spectrale requise est de 4 eV au niveau de la mission mais l’objectif de conception est de 3 à 3,5 eV jusqu'à 7 keV au niveau de l'instrument.

L’instrument WFI

Le Wide Field Imager, dont le développement est mené par le Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (Allemagne), et réalisé en partenariat avec de nombreux pays membres de l’ESA, est un instrument de survey dont les capacités surpassent les instruments existant à bord des autres télescopes spatiaux en rayons X. 
Son domaine de longueurs d’onde d’observation s’étend de 0,2 à 15 keV, et comme son nom l’indique, cet instrument fournira aux astronomes un grand champ de vision de 40 minutes d’arc x 40 minutes d’arc, avec une résolution de 5 secondes d’arc par pixel.

De plus, l’instrument WFI aura des capacités sans précédent, fournissant à la fois une résolution temporelle élevée et une sensibilité élevée pour l’observation de sources lumineuse, le tout avec un faible bruit et un rendement élevé.

Ces observations sont rendues possibles par l’utilisation d’une mosaïque de 2 par 2 détecteurs, les DEPFET (DEpleted P-channel Field Effect Transistor), qui sont des matrices actives optimisées pour des détections nécessitant une haute fréquence de comptage de photons.