3.3.1 Description de l’observatoire
Le satellite Chandra (CXO, Chandra X-ray Observatory, Weisskopf et al. 2000) est un téles- cope à rayons X développé par la NASA (National Aeronautics and Space Administration) aux États-Unis. Une illustration est présenté à la Figure 3.1. Il s’agit du troisième « grand observa- toire » spatial développé par la NASA, après le Télescope Spatial Hubble et le CGRO (Compton Gamma-Ray Observatory). Le quatrième et dernier grand observatoire, le satellite Spitzer, a été mis en service en 2003. Le satellite pèse 4 800 kg et mesure près de 14 m de long et 3 m de dia- mètre. Il a été lancé le 23 juillet 1999 par la navette spatiale Columbia lors de la mission STS-93. Il est maintenant placé sur une orbite elliptique autour de la Terre d’une période de 64 h, allant de 10 000 à 140 000 km. Comme pour XMM-Newton, cette orbite permet à Chandra d’évoluer loin des ceintures de radiation de la Terre pour de longues périodes d’observation. Toutes les informa- tions détaillées sur Chandra sont disponibles dans le guide de préparation d’observation (Chandra X-Ray Center Teams 2007) et je présente ici seulement un résumé.
Chandra possède un système de focalisation des rayons X composé de 4 miroirs concentriques et imbriqués dont la surface est recouverte d’iridium pour une surface collectrice de 600 cm2 à
1,5 keV. Ces miroirs sont de type Wolter I et permettent de focaliser les rayons X à incidence rasante dans la bande d’énergie 0,1 − 10 keV. Le diamètre du plus grand miroir est de 1,2 m et la distance focale est de 10 m.
Le champ de vue a un diamètre de 300environ et la résolution angulaire est de 0,500. La précision
de pointage du satellite est de 0,400 (à 1σ) et les distorsion sur le champ de vue inférieures à 0,100.
De plus, le satellite effectue un très léger mouvement de balayage en 8 (sur ∼ 100) de la zone
observée. De cette manière, les trous entre les capteurs sont en partie recouverts.
3.3.2 Instruments
3.3.2.1 ACIS : Advanced CCD Imaging Spectrometer
L’instrument ACIS est composé de deux réseaux de CCDs : ACIS-I (image) avec 4 CCDs en carré (correspondant à une région du ciel de 16,90×16,90) et ACIS-S (spectromètre) avec 6 CCDs
en ligne (8,30×50,60). Ces détecteurs sont particulièrement sensibles dans la gamme d’énergie
0,5 − 8 keV. Les CCDs sont éclairés par devant, sauf les CCDs ACIS-S1 et S3 qui sont éclairés par le dos. Ces derniers ont une sensibilité différente, légèrement accrue dans les basses énergies (jusqu’à 0,2 keV). Chaque CCD contient 1024 × 1024 pixels, avec des pixels correspondant à une taille de 0,49200sur le ciel. Ces détecteurs permettent d’obtenir des images à haute résolution (0,500),
avec une résolution en énergie de 60 eV à 1 keV. La résolution temporelle des évènements est de 3,2 s. Un mode d’acquisition continu permet d’atteindre une résolution temporelle de 2,85 ms, mais avec des images de 1 × 1024 pixels (Chandra X-Ray Center Teams 2007).
3.3.2.2 HRC : High Resolution Camera
L’instrument HRC est une galette de micro-canaux (MCP, MicroChannel Plate), c’est à dire un dispositif amplificateur de charge électrique au fonctionnement similaire à celui du photo- multiplicateur. Il est composé de deux plans de détection, un pour l’imagerie (HRC-I) et un pour la spectroscopie (HRC-S). Le champ de vue de HRC-I est de 300×300 et celui de HRC-S est de
60×990. Les pixels ont une taille de 0,1300, qui permet d’atteindre une résolution angulaire légè-
rement meilleure que celle de l’instrument ACIS (0,400). La résolution en énergie est par contre
inférieure (1 keV à 1 keV). Les détecteurs HRC permettent des acquisitions en mode rapide, avec une résolution temporelle de 16 µs.
3.3.2.3 HETGS : High Transmission Grating Spectrometer
Il s’agit d’un ensemble de grilles qui permettent de projeter un spectre sur les détecteurs ACIS- S (ou éventuellement HRC-S). La résolution spectrale obtenue est alors de 0,4 à 77 eV dans la bande d’énergie 0,4 − 10 keV. Plus d’information sont données dans Canizares et al. (2005). Cet instrument n’est pas utilisé dans cette thèse car les sources X étudiées sont trop faibles.
3.3.2.4 LETGS : Low Transmission Grating Spectrometer
Le LETGS est composé d’une grille positionnée après les miroirs qui permet de projeter un spectre sur le plan focal. Le LETGS permet d’effectuer de la spectroscopie à haute résolution (R > 1000) dans la bande d’énergie 0,07 − 0,15 keV (80 − 175 Å) et une résolution plus modérée (R ∼ 20) à plus haute énergie (jusqu’à 10 keV). Il est utilisé de manière nominale avec les détecteurs HRC-S (voir Chandra X-Ray Center Teams 2007, pour plus d’information). Comme le HETGS, cet instrument n’est pas utilisé dans cette thèse à cause de la faible luminosité des sources étudiées.
3.3.3 Traitement de données avec CIAO
Une suite d’outils spécifiques a été développée par le CXC (Chandra X-ray Center) pour le traitement des données Chandra : le logiciel CIAO (Chandra Interactive Analysis of Observations) qui est disponible librement8. La version 3.4 a été utilisée au cours de ce travail de thèse. Les don-
nées d’étalonnage sont régulièrement mises à jours et sont disponibles dans une base de données, CALDB, qui est utilisée par les outils de CIAO. La version 3.4.0 de CALDB a été utilisée. CIAO utilise des fichiers FITS et fait appel aux programmes de Ftools (voir §3.2.5).
Les outils de CIAO permettent donc d’étalonner les données en position, énergie et temps d’arrivée, puis de filtrer pour les évènements défectueux. Ensuite des outils de détection de sources et de manipulation des listes d’évènements permettent d’obtenir des images, des spectres en énergie et des courbes de lumière pour les différentes sources. Ces produits peuvent être analysés de la même manière que les produits du SAS de XMM-Newton (voir 3.2.5).
3.3.4 ACIS Extract
ACIS Extract (Broos et al. 2002) est une série de procédures fonctionnant sous IDL (voir 3.2.6) qui permettent d’extraire toutes les informations relatives aux sources détectées avec le détecteur ACIS. Ces procédures exécutent les différents outils de CIAO pour obtenir flux, couleurs, spectres et courbes de lumière de manière automatisée. Des outils d’analyses spectrale (comme Xspec, voir 3.2.5) et temporelle peuvent aussi être exécutés automatiquement, de manière à rassembler dans un tableau toutes les propriétés des sources qui permettront leur analyse scientifique.