Émission X et ultraviolet des variables cataclysmiques

Knigge et al. (2008) ont montré qu’environ la moitié des objets situés dans la région des va- riables cataclysmiques dans le diagramme couleur–magnitude en ultraviolet de 47 du Toucan sont confirmés comme étant des variables cataclysmiques. Si les objets dans cette région pour NGC 2808 (Figure 4.15) ont des proportions similaires, on peut s’attendre à ce que ∼ 30 des ∼ 60 candi- dats variable cataclysmique détectés en ultraviolet (Dieball et al. 2005a) soient finalement confir- més. Avec Chandra, je trouve 8 candidats variable cataclysmique et au plus 15. Cependant, on ne compte que 2 contreparties ultraviolet de sources X ayant des propriétés clairement compatibles avec la nature d’une variable cataclysmique (sources Chandra 7 et 14).

Il faut aussi tenir compte de l’incomplétude des observations. Dieball et al. (2005a) montrent qu’ils ont détecté environ la moitié des candidats variables cataclysmiques, seulement les plus lu- mineuses. En X, seulement les sources les plus brillantes ont été détectées (L0,5−8keV >1031erg s−1), alors que les variables cataclysmiques peuvent être moins lumineuses en X de 2 ordres de grandeur (voir §2.6). Même en tenant compte de cette incomplétude, il semble que les sources X les plus brillantes ne sont en général pas les sources ultraviolet les plus brillantes. De même, les quatre va- riables cataclysmiques dans 47 du Toucan ayant des contreparties ultraviolet (Knigge et al. 2002) peuvent avoir des rapports de luminosités très variables. Par exemple la source AKO 9 est plus lu-

mineuse en ultraviolet que la sources V1 (magnitudes 16 et 18 respectivement, Knigge et al. 2002), mais moins lumineuse en X (L0,5−6keV ∼5 × 1031 et 6,8 × 1033erg s−1respectivement, Heinke et

al.2005)

Si on regarde la distribution radiale des différentes populations de sources ultraviolet et X, on ne trouve pas de différence significative. Les profils apparaissent sur la Figure 4.22 et les tests KS ne concluent pas à une différence significative entre les populations. Comme un phénomène de ségrégation de masse intervient dans l’amas globulaire (voir §1.2.2.2), cela signifie que la masse moyenne des populations n’est pas un critère significatif pour les différencier. Au contraire, il s’agit de populations ayant une masse moyenne comparable. En comparaison, le seul candidat binaire X de faible masse en quiescence contenant une étoile à neutrons est la source la plus centrale, laissant penser qu’il s’agit bien d’un objet plus massif.

0 5 10 15 20 25 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 radius ["] WD CV CV < 21 FUV X-ray sources

FIG. 4.22 – Profils radiaux cumulés des différentes populations dans NGC 2808. Les populations de

naines blanches (WD) et de variables cataclysmiques (CVs) correspondent aux sources UVL (Dieball et al.2005a).

Les propriétés des différentes variables cataclysmiques sont développées au §2.6.3. À partir de ces considérations, il semble que les quasi-novae non-magnétiques ayant de longues périodes soient peu lumineuses en X, mais plus lumineuse en ultraviolet. Les observations ROSAT de va- riables cataclysmiques galactiques en X et dans le visible confirment cette idée (Verbunt et al. 1997 ; Motch et al. 1996). Les novae naines semblent de plus légèrement moins lumineuses en moyenne que les quasi-novae (Verbunt et al. 1997 ; Motch et al. 1996). Au contraire, les systèmes magnétiques semblent plus lumineux en X (Edmonds et al. 2003b) et moins lumineux en ultra- violet car leur disque d’accrétion est absent ou tronqué vers l’intérieur (Grindlay 1999). Ceci est

clairement observé pour les polaires dont le rapport X/UV peut être 100 fois supérieur à celui des autres systèmes (Warner 1996).

Les sources UVL 397 et 222 sont variables et situées dans la région des variables cataclys- miques dans le diagramme couleur–magnitude UVL–UVP. Cependant, la source UVL 397 n’est pas détectée en X, alors que la source UVL 222 correspond à la source X Chandra 7. Ces deux sources pourraient donc être dans des classes différentes. La source UVL 397 semble donc cor- respondre à une variable cataclysmique non-magnétique, éventuellement une quasi-nova ayant un disque d’accrétion brillant en ultraviolet. Par contre, la source Chandra 7 a une émission X su- périeure à la moyenne des sources et dure. De plus, elle est variable et détectée en ultraviolet, ce qui serait dû à la présence d’un disque d’accrétion. Cette source pourrait donc être une polaire intermédiaire, avec un champ magnétique modéré.

J’ai estimé les rapports X/UV pour plusieurs variables cataclysmiques galactiques appartenant à différentes classes. Le rapport estimé est similaire au rapport FX/FUV P du Tableau 4.8, où FUV P

est la densité de flux entre 2 500 et 3 000 Ået FX le flux X dans la bande 0,5 − 8 keV. Les polaires

ont des rapports supérieurs à 5 000 (rapports extrapolés de Ramsay & Cropper 2003 ; Ramsay et al. 2004 ; Vogel et al. 2008). Les polaires intermédiaires ont des rapports supérieurs à 2 000 (à partir de Haberl et al. 2002 ; de Martino et al. 2005, 2006). La limite de détection des observations UVL est 6 × 10−19 _{erg cm}−2 _s−1 _Å−1 _{et la limite en X est 9 × 10}−16 _{erg cm}−2 _s−1_{. Ainsi, le rapport}

X/UV pour les ∼ 30 candidats variable cataclysmique détectés en ultraviolet et non détectés en X est inférieur à ∼ 1500. Ces ∼ 30 candidats variable cataclysmique seraient donc majoritairement des systèmes non-magnétiques (comme la nova naine YZ Cnc avec un rapport de ∼ 500, Hakala et al.2004).

La plupart des polaires intermédiaires galactiques sont plus lumineuses que 1031 _{erg s}−1 _en

X (Verbunt et al. 1997). Sur la Page Web des Polaires Intermédiaires (Intermediate Polar Home Page1_{, maintenue par K. Mukai), 12 objets sur 14, dont les distances sont estimées, ont une lu-}

minosité supérieure à cette limite. Les observations Chandra auraient donc permis de détecter la majorité des polaires intermédiaires dans NGC 2808, en supposant que leur émission est similaire à celle des polaires intermédiaires galactiques. Ceci conduit au maximum à 14 candidats polaire intermédiaire (La source Chandra 14 a été exclue car son rapport X/UV est inférieur à 2000, ainsi que la source Chandra 1 qui est un candidat binaire X de faible masse en quiescence). La proportion estimée est donc de ∼ 30% et la proportion par rapport au nombre total de variables cataclysmiques attendues dans NGC 2808 (∼ 200, Ivanova 2006, voir aussi §4.6.3) est de ∼ 7%. Cette proportion est du même ordre que la proportion de polaires intermédiaires galactiques, qui peut être estimée à ∼5% à partir du catalogue de Ritter & Kolb (2003). A cause de l’incomplétude des observations, ce résultat ne permet pas de prouver ou d’exclure un excès de polaires intermédiaires dans NGC 2808. Cependant, avec une échantillon plus complet, cette méthode pourrait permettre de quantifier plus précisément cette proportion.