4.6 Discussion
4.6.1 Identification de sources liées à l’amas
À partir des luminosités et couleurs des sources X (Figure 4.12) il est possible de caractériser
de manière générale certaines sources d’après leurs propriétés attendues (voir §2) :
– La source Chandra 1 est un candidat binaire X de faible masse en quiescence contenant une
étoile à neutrons.
– Les sources Chandra 7, 10 et 16 sont des candidats variable cataclysmique.
– Les sources Chandra 2, 5, 11, 12, 13 et 15 sont des candidats variable cataclysmique ou
binaire active.
– Les autres sources sont des candidats variable cataclysmique, binaire active ou pulsar
milli-seconde.
Les propriétés complémentaires des émissions X et ultraviolet pour les sources Chandra 7 et 14,
la variabilité des sources Chandra 3, 16 et XMM-Newton C5 font de ces sources des candidats
variable cataclysmique. Parmi les contreparties dans le visible, celles des sources Chandra 8 et
11 ont des cartactéristiques attendues pour des variables cataclysmiques. Je discute ci-dessous les
autres caractéristiques des principales sources X.
4.6.1.1 Source Chandra 1 : une binaire X de faible masse en quiescence
Cette source est la plus centrale de l’amas et correspond à la source XMM-Newton C2. Le
spectre de cette source est bien ajusté par un modèle d’émission d’une atmosphère d’hydrogène
pour une étoile à neutrons (voir §4.2.5.2 et Figure 4.7), avec des paramètres typiques pour une
étoile à neutrons à la distance de l’amas (Tableau 4.3). Le surplus d’émission à haute énergie
(>2 keV) de la source XMM-Newton C2 semble dû à la présence de la source C1 à proximité, qui
est plus dure. De plus, le spectre Chandra de cette source ne présente pas d’émission de ce genre :
Aucun photon n’est détecté avec une énergie supérieure à 2 keV. Les binaires X de faible masse des
amas globulaires présentent souvent cette caractéristique (Heinkeet al.2003b). Avec WebPIMMS,
en supposant un modèle d’émission en loi de puissance avec un indice de 1–1,5 (Campana et al.
1998) et 1 photon détecté, j’en déduis un flux limite pour une telle composante à haute énergie de
F[0,5−8keV]∼5×10−16 erg cm−2s−1(<2,5% du flux total).
La relation entre le taux de rencontre au cœur de l’amas et le nombre de binaires X de faible
masse en quiescence observées (voir §1.2.2.3) permet d’estimer que 3±1 sources de ce type
pour-raient être présentes dans NGC 2808. La probabilité de Poisson d’avoir une source de ce type
4.6. DISCUSSION 99
lorsqu’on en attend 4 est de 0,073%. Ce résultat n’est donc pas significativement différent de
l’es-timation.
4.6.1.2 Source Chandra 7 : variable cataclysmique
La contrepartie dans l’ultraviolet de la source Chandra 7 (XMM-Newton C1) est située dans
la région des variables cataclysmiques dans le diagramme couleur–magnitude en ultraviolet
(Fi-gure 4.15). Cette contrepartie ultraviolet est variable, ce qui est typique d’une variable
cataclys-mique (Dieballet al. 2005a). Les rapports X/UV pour cette source sont grands (Tableau 4.8) et
similaires à ceux observés pour plusieurs polaires intermédiaires (voir §4.6.4).
4.6.1.3 Source Chandra 14 : possible variable cataclysmique
La contrepartie ultraviolet probable de cette source est située dans la région des variables
ca-taclysmiques et les rapports X/UV sont compatibles avec l’émission attendue d’une variable
cata-clysmique (Tableau 4.8). La probabilité de trouver par chance une contrepartie ultraviolet à
l’in-térieur du cercle d’erreur à 3σ est assez élevée (80%, Tableau 4.8). Cependant, la probabilité de
trouver cette contrepartie à 0,5σ est seulement de 4%, il est donc possible que la source UVL 446
soit la contrepartie réelle, ce qui ferait de la source Chandra 14 un candidat variable cataclysmique.
De plus, la probabilité d’avoir comme contrepartie une source UVL qui est l’une des∼60
candi-dats variables cataclysmiques détectés en ultraviolet (Dieballet al.2005a), est de 0,5% en utilisant
une simulation Monte-Carlo.
4.6.1.4 Source Chandra 10 : possible variable cataclysmique
La contrepartie ultraviolet de cette source est située dans la branche horizontale extrême
(Fi-gure 4.15). Bien que certaines variables cataclysmiques galactiques en éruption peuvent atteindre
cette luminosité en ultraviolet, dans ce cas, cette source aurait été en éruption pendant∼30 jours,
ou plusieurs fois (à chaque observation en ultraviolet : 18, 19 janvier et 16, 20 février, Dieballet
al.2005a), ce qui est peu probable car les éruptions de nova naine semblent particulièrement rares
dans les amas globulaires (p.ex. Sharaet al. 1996, voir aussi §2.6.4). Il est possible que la vraie
contrepartie ultraviolet de cette source soit masquée par cette source brillante.
4.6.1.5 Source Chandra 16 : variable cataclysmique
Cette source présente une grande variabilité en X. Cette variabilité est observée sur plusieurs
échelles de temps : pendant la première observation Chandra (quelques heures), entre les deux
observations Chandra (un jour) et entre les observations XMM-Newton et Chandra (28 mois). La
grande variabilité de cette source est peut-être associée à une éruption de nova naine (p.ex. Baskill
et al. 2005, voir aussi §4.6.2). L’hypothèse d’une éruption de binaire active est moins probable,
car même s’il s’agissait d’une longue éruption, la décroissance serait détectable sur les premiers
45 ks de l’observation Chandra (comme dans Franciosiniet al.2001, pour une éruption de 110 ks
au total).
4.6.1.6 Source Chandra 3 : possible variable cataclysmique
La source Chandra 3 est plutôt dure et variable au cours de l’observation Chandra. La courbe
de lumière indique une augmentation du nombre de coups d’un facteur ∼5 entre le début de
la première observation Chandra et la deuxième observation Chandra (Figure 4.10) Le temps de
croissance est plus long que 10 ks (fin de la première observation Chandra, Figure 4.10), ce qui
serait exceptionnel pour une éruption de binaire active (voir §2.7). Ce type de variation semble
plus typique d’une variable cataclysmique et pourrait aussi être associé à une éruption de variable
cataclysmique (p.ex. Baskillet al. 2005, voir aussi §4.6.2). Cette source n’a pas été détectée dans
les données XMM-Newton à cause de la trop grande confusion de sources. On peut noter qu’une
contrepartie dans le visible éventuellement associée tombe dans la région des traînardes bleues
dans la Figure 4.15.
4.6.1.7 Source XMM-Newton C5 : possible variable cataclysmique
La source XMM-Newton C5, qui n’a pas été détectée dans les données Chandra, est dure et
variable sur 28 mois. Le flux de cette source a varié d’au moins un facteur 5 sur cette période (voir
§4.4.1). Aucune variabilité significative n’a été détectée lors de l’observation XMM-Newton de
30 ks avec le détecteur PN (voir §4.2.4). Une éruption aussi longue pour une binaire active serait
exceptionnelle, même si cela ne peut pas être exclu (p.ex. Kuerster & Schmitt 1996). Il pourrait
donc s’agir d’une variable cataclysmique. Dans ce cas, la variabilité pourrait être due à une éruption
de cette variable cataclysmique (p.ex. Baskillet al.2005, voir aussi §4.6.2).
4.6.1.8 Source Chandra 11
Une contrepartie ultraviolet possible est détectée, située dans la branche horizontale bleue du
diagramme couleur–magnitude. Une contrepartie dans le visible confirme qu’il s’agit d’une étoile
de la branche horizontale. Or, ces étoiles ne sont a prioripas des sources de rayons X. Il
pour-rait s’agir d’un autre de type de binaire exotique. Cependant, la distance entre la source X et la
contrepartie correspond à 2,6σ, il est donc possible que ces sources ne soient pas physiquement
associées. Une autre contrepartie dans le visible est bleue, ce qui serait attendu pour une variable
cataclysmique.
4.6.1.9 Source Chandra 12
La luminosité de cette source pourrait avoir varié entre les observations XMM-Newton et
Chan-dra (2σ). Une contrepartie ultraviolet possible est détectée, située dans la branche horizontale
4.6. DISCUSSION 101
extrême. Cependant, il est possible que ces sources ne soient pas associées car leur séparation
cor-respond à 2,5σ. Une des contreparties possibles dans le visible est dans la région des traînardes
bleues.
4.6.1.10 Source Chandra 8
La source Chandra 8 correspond à une source ultraviolet brillante, située dans la branche
ho-rizontale. Ces propriétés X et ultraviolet ne sont a priori pas compatibles et il se pourrait qu’il
s’agisse d’un alignement fortuit. Deux contreparties dans le visible possibles ont une émission
compatible avec une variable cataclysmique (Figure 4.15).
4.6.1.11 Sources Chandra 4 et 9
Les deux sources Chandra 4 et 9 ont chacune deux contreparties ultraviolet, cependant les
sources UVL 400 et 476 sont les contreparties les plus probables, respectivement. Ces sources
ultraviolet sont situées dans la région des traînardes bleues. La séparation entre cette région et
la région des variables cataclysmiques n’est pas stricte et il pourrait s’agir de variables
cataclys-miques ou de traînardes bleues émettant en X. Un tel objet a été trouvé dans l’amas 47 du Toucan
par Kniggeet al.(2006), qui ont suggéré que cet objet exotique pourrait être une binaire détachée
composée d’une traînarde bleue avec une étoile active de la séquence principale comme
compa-gnon, dont la formation impliquerait au moins 3 étoiles. Edmondset al. (2003a) et Heinkeet al.
(2005) ont aussi identifié de tels objets dans 47 du Toucan. La probabilité d’alignement fortuit de
ces sources est élevée et il pourrait s’agir de fausses détections.
4.6.1.12 Source Chandra 17
Cette source est en dehors, mais proche du rayon de demi-masse de NGC 2808. Elle présente
une variabilité qui pourrait être une éruption de variable cataclysmique ou de binaire active, car elle
dure∼10 ks. Il est donc possible que cette source soit liée à l’amas. S’il s’agit d’une variable
cata-clysmique, son éloignement du centre de l’amas en ferait une variable cataclysmique primordiale
(Hurleyet al.2007).
Dans le document
Identification multi-longueurs d'onde des sources X faibles des amas globulaires
(Page 113-116)