L’observation XMM-Newton a été traitée à nouveau avec le SAS v7.1 pour travailler avec les mêmes bandes d’énergie. J’ai donc repris la liste des 96 sources détectées avec XMM-Newton (voir §4.2) et j’ai exécuté la procédure emldetect pour extraire les flux et les couleurs des sources
FIG. 4.10 – Courbes de lumières des sources Chandra variables en direction de NGC 2808. Le bruit
de fond correspondant est indiqué avec des diamants. Une ligne en pointillés indique la moyenne et des lignes de points indiquent l’écart à 3σ par rapport à la moyenne. Chaque coup est représenté par une petite croix mauve, en fonction de son énergie entre 0.5 et 10 keV de bas en haut pour chaque courbe de lumière. La première (gauche) et la deuxième (droite) observation sont espacées de 86 ks. Le temps de référence est le 19 juin 2007 à 15 h 55 min 53.540 s.
dans les bandes d’énergie utilisées avec les données Chandra. La position des sources n’a pas été ajustée à nouveau.
Les deux instruments ont une sensibilité différente. Les taux de comptage XMM-Newton dans une bande d’énergie donnée ont donc été convertis en taux de comptage Chandra. Des facteurs de conversion ont donc été estimés (C0,5−2=0,75 et C2−8=1,00) de manière à obtenir une différence
maximale de 0,07 (comparable à l’erreur à 1σ) entre les rapports de dureté Chandra et XMM- Newton pour différents modèles (loi de puissance d’indices 0, 1, 2 et 3 et absorption en direction de l’amas). Dans cette section, je ne fais référence qu’aux couleurs corrigées pour XMM-Newton.
4.4.1 Sources X à l’intérieur du rayon de demi-masse
La meilleure résolution de Chandra permet de résoudre les sources centrales détectées pré- cédemment avec XMM-Newton. Dans un premier temps, afin de comparer les deux images, j’ai dégradé l’image Chandra avec un filtre flou gaussien, de manière à élargir la fonction d’étalement du point à la taille de celle de XMM-Newton. Le résultat est présenté sur la Figure 4.11.
FIG. 4.11 – Images du cœur de NGC 2808 en X. Les couleurs correspondent à différentes bandes
d’énergie (rouge : 0,5 − 1,5 keV, vert : 1,5 − 3 keV, bleu : 3 − 8 keV). L’erreur absolue à 1σ est représentée par un cercle pour chaque source, rouge pour Chandra et bleu pour XMM-Newton. Les rayons de cœur et de demi-masse sont représentés en blanc. Gauche : image Chandra, lissée avec la procédure csmooth. Centre : image Chandra dégradée avec un filtre gaussien pour comparaison avec l’image XMM-Newton. Droite : image XMM-Newton (PN, MOS1 et MOS2), lissée avec un filtre gaussien. Seules les sources Chandra détectables sont indiquées (cercles rouges).
Les observations sont globalement bien corrélées. La source XMM-Newton C5 est clairement manquante dans l’observation Chandra. Elle a donc varié d’un facteur 5 au minimum en tenant compte de la limite en sensibilité de l’observation Chandra. La source Chandra 16 n’a pas été détectée avec XMM-Newton. J’ai extrait un spectre et généré les fichiers de réponse instrumentale à la position de la source Chandra 16 dans l’observation XMM-Newton. A partir de ce spectre, j’en ai déduit un seuil de détection pour cette source. La source Chandra 16 a finalement varié d’un facteur 5 au minimum.
pondantes est présenté sur la Figure 4.12. Si on tient compte des résolutions différentes des ins- truments, les résultats sont relativement bien corrélés. On peut aussi remarquer que les sources Chandra 2 et 15 sont liées à des détection à 2σ lors de l’observation XMM-Newton et leurs flux sont de l’ordre de grandeur de la limite de détection lors de cette observation.
FIG. 4.12 – Diagramme couleur–luminosité des sources Chandra et XMM-Newton dans le cœur de
NGC 2808. Les cercles plein représentent les sources Chandra et les triangles les sources XMM- Newton. Les sources XMM-Newton sont résolues en plusieurs sources Chandra qui sont reliées à la source XMM-Newton correspondante. Seulement quelques barres d’erreur sont indiquées pour éviter de surcharger le diagramme.
Pour les sources XMM-Newton C1, C3 et C4, j’ai extrait les spectres et les fichiers de ré- ponse instrumentale. J’ai effectué un ajustement sous Xspec d’un modèle en loi de puissance avec l’absorption de l’amas. J’ai tenu compte de la contribution (∼ 10%) de sources proches dont la fonction d’étalement du point recouvre légèrement celle de la source extraite. De même, j’ai ex- trait les spectres et les fichiers de réponse instrumentale des sources Chandra correspondantes : un spectre combiné des sources Chandra 5, 7, 10 et 11 et les spectres des sources Chandra 12 et 13. Un modèle en loi de puissance avec l’absorption de l’amas a été ajusté sous Xspec. Ces résultats sont présentés dans le Tableau 4.5. La source XMM-Newton C3 est plus lumineuse que sa source Chandra correspondante (12, variation de 2,3σ).
TAB. 4.5 – Résultat des ajustements des spectres des sources centrales XMM-Newton C1, C3 et C4 et
des sources Chandra correspondantes de NGC 2808. Un modèle en loi de puissance avec l’absorption de l’amas a été ajusté sous Xspec. L’indice de la loi de puissance est indiqué (Γ), ainsi que le flux non absorbé dans la bande d’énergie 0,5–8 keV en [×10−14erg cm−2s−1].
Src XMM Γ Flux Src Chandra Γ Flux
C1 1,41 ± 0,12 7,3 ± 0,7 5, 7, 10, 11 1,39 ± 0,15 5,7 ± 1,2 C3 1,36 ± 0,20 2,1 ± 0,5 12 1,33 ± 0,85 0,4 ± 0,2 C4 1,73 ± 0,30 1,1 ± 0,5 13 1,48 ± 0,50 0,8 ± 0,3
4.4.2 Sources X à l’extérieur du rayon de demi-masse
Pour les sources restantes, il n’y a pas de problème de confusion de sources. Parmi les 57 sources XMM-Newton qui tombent dans le champ de vue de Chandra, 50 ont une contrepartie détectée avec Chandra. Les sources non détectées sont discutées dans le paragraphe suivant.
En comparant les flux et couleurs XMM-Newton et Chandra, j’ai pu sélectionner les sources présentant une variabilité sur une période de temps de 28 mois (l’intervalle de temps séparant ces observations). En général, les sources présentent des propriétés similaires d’une observation à l’autre. Cependant, six sources présentent des variations excédant 3σ (voir Figure 4.13). La source
FIG. 4.13 – Diagramme couleur–flux des sources Chandra et XMM-Newton ayant varié entre les
deux observations. Ces sources sont localisées en dehors du rayon de demi-masse de NGC 2808. Les symboles sont les mêmes que pour la Figure 4.12. Les barres d’erreur sont indiquées pour les sources Chandra seulement pour éviter de surcharger le diagramme, mais elles sont similaires pour les sources XMM-Newton.
Chandra 99 est moins lumineuse d’un facteur 5 et plus dure dans l’observation XMM-Newton. Les sources Chandra 31, 73 et 86 apparaissent plus dures et les sources Chandra 109 et 111 plus molles que dans l’observation XMM-Newton.
4.4.3 Sources XMM-Newton non détectées avec Chandra
Pour les sources XMM-Newton non détectées avec Chandra (sept en dehors du rayon de demi- masse et la source XMM-Newton C5 dans le cœur), j’ai estimé le taux de comptage attendu avec Chandra. Pour corriger l’effet de vignettage, j’ai utilisé la carte d’exposition pour convertir ces taux de comptage en coups attendus au cours de l’observation. J’ai ensuite estimé un seuil de détection en coups pour chacune de ces sources en me basant sur le nombre de coups des sources détectées avec un vignettage similaire. Les résultats apparaissent dans le Tableau 4.6. Il semble que les sources XMM-Newton 34, 66 et C5 auraient dû être détectées, à moins qu’elles aient varié entre les deux observations. En particulier, la source C5 a varié d’un facteur 5 au minimum.
TAB. 4.6 – Sources XMM-Newton non détectées avec Chandra en direction de NGC 2808. L’iden-
tifiant de la source XMM-Newton, le flux [×10−14erg cm−2s−1] et le rapport de dureté (couleur)
sont indiqués pour chaque source. Ensuite, le type de détecteur Chandra où la source est attendue est donné, avec le nombre de coups attendu et le seuil de détection en coups. Les sources pour lesquelles le nombre de coup attendu est supérieur au seuil sont en gras.
Src XMM Flux XMM Couleur XMM Détecteur Attendu Seuil 34 1,31 ± 0,44 −0,39 ± 0,13 ACIS-I 70 ± 8 20 ± 4 48 2,01 ± 0,69 −0,06 ± 0,15 ACIS-S 115 ± 10 150 ± 12 65 1,04 ± 0,47 −0,93 ± 0,14 ACIS-S 51 ± 7 150 ± 12 66 0,36 ± 0,22 −0,67 ± 0,20 ACIS-I 21 ± 4 6 ± 2 69 0,66 ± 0,35 −0,30 ± 0,25 ACIS-I 29 ± 5 25 ± 5 72 0,78 ± 0,46 −0,79 ± 0,21 ACIS-S 74 ± 8 150 ± 12 84 0,27 ± 0,28 −0,38 ± 1,45 ACIS-I 10 ± 3 30 ± 5 C5 1,07 ± 0,38 0,57 ± 0,26 ACIS-I 28 ± 5 4 ± 2