Expérience spatiale MVN sur l’ISS : première lumière et début des observations
En février 2025, les tests de l' équipement expérimental All Sky Monitor sur le segment russe de la Station spatiale internationale ont été achevés.
L'équipement a été installé par l'équipage russe : Alexeï Ovchinine, Ivan Vagner et Alexandre Gorbounov. L'équipement scientifique a été créé au Département d'astrophysique des hautes énergies de l'Institut de recherche spatiale [IKI] de l'Académie des sciences de Russie ; la préparation et le soutien de l'expérience sont assurés par RKK Energuya, le TsNIIMash, Le TsPK.
L’objectif principal de l’expérience est de mesurer la luminosité de surface du fond cosmique de rayons X dans la gamme d’énergie de 6 à 70 keV avec une précision supérieure par rapport aux mesures existantes.
L'instrument SPIN-X1-MVN est fixé de manière rigide et est orienté vers le zénith de la station, c'est-à-dire qu'il « regarde » constamment loin de la Terre. Ainsi, en 90 minutes environ (la période de révolution de l'ISS autour de la Terre), il « balaie » une bande du ciel d'environ 3 degrés d'angle de large (le champ de vision de l'instrument, limité par des collimateurs), et en 72 jours (la période de précession de la station), il effectue un relevé complet de tout le ciel, à l'exception des régions des pôles écliptiques. C'est pourquoi l'expérience a été baptisée « All Sky Monitor ».
La principale méthode de mesure est le blocage périodique du champ de vision de chacun des quatre détecteurs de tellurure de cadmium par un écran rotatif (obturateur) opaque au rayonnement X. Ainsi, chaque détecteur s’ouvre périodiquement pendant 30 secondes pour enregistrer le rayonnement provenant de l’espace, puis se ferme pendant 30 secondes.
La luminosité du fond cosmique de rayons X est finalement déterminée comme la différence entre les lectures du détecteur dans les états ouvert et fermé lors de l'observation de parties du ciel exemptes de sources galactiques brillantes. On s’attend à ce que la précision de mesure de plusieurs pour cent soit atteinte en accumulant des statistiques sur des observations continues sur trois ans.
La rotation de l'obturateur a été activée immédiatement après l'installation du moniteur en décembre 2024. Ensuite, un contrôle séquentiel et une activation de tous ses systèmes ont été effectués, qui ont été achevés en février 2025 avec la mise en fonctionnement normal de tous les détecteurs.
Le taux de comptage du détecteur MVN lors du passage du champ de vision à travers la région du Soleil. Au milieu de l’éclairage du détecteur, le rayonnement solaire a été bloqué par l’obturateur pendant une demi-minute. Le mouvement du Soleil par rapport au champ de vision du MVN est indiqué en rouge et le taux de comptage est indiqué en noir. Photo : S. V. Molkov, IKI RAN.
Même lors de la première activation test de 15 minutes de l’un des détecteurs, le 27 décembre 2024, le Soleil a traversé le champ de vision de l’instrument. Cet événement a non seulement démontré la capacité du détecteur à enregistrer le rayonnement X solaire et à mesurer ses caractéristiques spectrales, mais a également clairement montré que l'obturateur fonctionnait normalement et remplissait sa fonction.
À des fins expérimentales, il est important de connaître les caractéristiques spectrales actuelles de l'appareil. En d’autres termes, il est nécessaire de corréler les lectures de l’instrument avec les paramètres réellement mesurés.
À ces fins, les concepteurs de l'expérience ont prévu un bloc de sources d'étalonnage (BKS), qui s'étend mécaniquement dans le champ de vision des détecteurs. Le BKI contient l'isotope américium-241 (Am-241), qui possède un ensemble de lignes d'émission dans la gamme d'énergie de travail du MWN, ce qui permet d'étalonner l'échelle d'énergie.
Une tâche importante à laquelle sont confrontés les concepteurs de l'expérience est de prendre en compte correctement le signal de fond « parasite », qui est constitué, d'une part, du bruit de fond de l'appareil lui-même et, d'autre part, de particules chargées à haute énergie dans l'espace proche de la Terre.
L'ISS orbite sur une orbite circulaire basse (altitude d'environ 400 km), ce qui signifie qu'elle est la plupart du temps protégée par le champ magnétique terrestre, qui « coupe » la part du lion des particules chargées de haute énergie, principalement émises par le Soleil. Il existe cependant un « point faible » dans le bouclier magnétique terrestre : la région de l’anomalie de l’Atlantique Sud (SAA), qui s’étend du continent sud-américain à travers l’océan Atlantique jusqu’à la partie sud de l’Afrique, où l’intensité du champ magnétique chute brusquement, et avec elle la résistance au flux de particules chargées. De plus, l'inclinaison de l'orbite de l'ISS par rapport à l'équateur terrestre est d'environ 52 degrés et, par conséquent, la trajectoire de l'ISS traverse des latitudes élevées, c'est-à-dire se rapproche des pôles magnétiques de la Terre. Dans ces endroits, les lignes de force magnétiques sont dirigées presque perpendiculairement à la surface de la Terre, ce qui facilite la pénétration de particules chargées « voyageant » précisément le long des lignes de force dans des zones d’altitudes nettement plus basses.
Actuellement, nous travaillons à peaufiner les mécanismes de filtrage et de prise en compte du fond « parasite » général.
Le taux de comptage d'un des détecteurs de l'expérience MVN au cours d'une journée d'observations (en haut). Courbes lumineuses détaillées des quatre détecteurs lors de leur passage dans le champ de vision du Sco X-1 (en bas à gauche) et pendant l'explosion géante près du pôle magnétique sud (en bas à droite). Le spectre enregistré par l’un des pixels du détecteur provenant de la source d’étalonnage est affiché en bas au milieu. Photo : S. V. Molkov, IKI RAN
Pour illustrer le fonctionnement de l'expérience MWN et la diversité des signaux qu'elle reçoit, la figure montre le taux de comptage d'un des détecteurs au cours de la journée et indique les événements correspondant à ses valeurs augmentées : les pics intenses correspondent au moment du passage de l'ISS à travers le réseau sud-américain ; le rayonnement d'une source de rayons X céleste est enregistré - l'étoile à neutrons accrétrice la plus brillante Sco X-1 ; une augmentation significative de la vitesse de comptage est observée lorsque le BCI est déplacé dans le champ de vision ; Il y a une impulsion géante de radiation dans la zone où passe le pôle magnétique sud.
La partie inférieure de la figure montre des courbes de lumière plus détaillées pour tous les détecteurs lors de ces événements. La modulation de l'obturateur est clairement visible lors de l'observation de la source Sco X-1.
Il est intéressant de noter que, si la modulation lors de l’observation d’une source céleste ne soulève aucune question, la modulation du signal d’un sursaut géant était un événement complètement inattendu. Le fait est que, vraisemblablement, cette poussée est provoquée par une forte augmentation du flux de particules chargées, qui libèrent de l'énergie sur les structures entourant le détecteur. Dans ce cas, le rayonnement doit être enregistré dans toutes les directions. Mais en réalité, le flux de particules passait précisément par l’ouverture du dispositif. Il est fort probable que cela soit dû au fait que l'appareil était situé dans la région des calottes polaires, où les lignes magnétiques sont presque parallèles à l'axe optique de l'instrument.
Un encart séparé montre également un exemple du spectre énergétique enregistré par les détecteurs à partir de la source d'étalonnage (BKI).
Pour plus de clarté, les cartes ci-jointes montrent l'intensité du signal enregistré en fonction de la direction sur la sphère céleste et des coordonnées du point sous-satellite, c'est-à-dire un endroit sur Terre à partir duquel la même section de la sphère céleste actuellement observée par le MWN serait observée.
Les cartes montrent l'intensité du signal enregistré par l'expérience MVN en couleur, du 1er au 12 février 2025. Image : S. V. Molkov, IKI RAN.
Ainsi, aujourd'hui, on peut dire que l'équipement MVN a démontré la capacité d'enregistrer tous les effets des particules et des photons de haute énergie qui tombent dans le champ de vision du moniteur à rayons X et en même temps de séparer ces effets de l'arrière-plan instrumental de l'appareil à l'aide d'un obturateur.
Cela permet, parallèlement à l'objectif principal de l'expérience, de poser et de résoudre un certain nombre de problèmes scientifiques et technologiques connexes liés à la recherche du Soleil, des particules de haute énergie, de la charge de rayonnement sur les détecteurs, etc.
Source et crédits graphiques: IKI/RAN