Et les autres instruments ?

Comme la détection d’une queue à haute énergie dans l’état dur représente un résultat im- portant, nous avons effectué une dernière vérification : une comparaison de nos résultats avec ceux obtenus par les autres instruments à haute énergie actuellement en vol. Nous avons donc analysé les données mesurées simultanément par l’imageur IBIS/ISGRI (Ubertini et al., 2003, cf. Chapitre 4) à bord d’INTEGRAL et le collimateur à haute énergie HEXTE (cf. Chapitre 3) à bord de RXTE. Les spectres enregistrés par HEXTE lors des deux observations concernées (cf. Table 6.1) ont été présentés et analysés par Motta et al. (2009), qui ont eu la gentillesse de nous fournir leurs résultats. Les deux spectres sont compatibles entre eux (les barres d’erreurs à

0.1 1.0 10.0 EF E (keV cm -2 s -1) 20 100 500 Energy (keV) 0.1 1.0 10.0 RATIO 0.1 1.0 10.0 EF E (keV cm -2 s -1) 20 100 500 Energy (keV) 0.1 1.0 10.0 RATIO

Figure 6.5 – Gauche : Spectre total de la révolution 525 ajusté avec une loi de puissance à coupure exponentielle. Les canaux à haute énergie ont été regroupés pour la clarté de la figure. Droite : Idem pour le spectre excess. Les deux spectres montrent un excès à haute énergie.

1σ se chevauchent) ; nous les avons donc additionnés pour améliorer la statistique des canaux à haute énergie.

Les spectres SPI et IBIS/ISGRI moyennés sur l’ensemble de l’observation 525 ont été pré- sentés par Caballero-García et al. (2009) qui rapportent la détection d’un excès à haute énergie (>150 keV) par rapport à un modèle purement thermique (i.e. à coupure quasi-exponentielle). Nous avons re-calculé le spectre moyen à partir des données bruts d’IBIS/ISGRI en utilisant les versions les plus récentes des logiciels standard (osa 8.0) développés pour le traitement des données INTEGRAL. Le spectre SPI moyenné sur toute l’observation a été extrait de la même manière que les spectres des groupes bas et haut présentés précédemment.

Ensuite, nous avons analysé les trois spectres individuellement et simultanément dans xspec. Cette analyse montre un très bon accord entre les résultats des trois instruments, non seulement au niveau de la forme spectrale mais aussi au niveau de la normalisation. En particulier, les données IBIS/ISGRI et HEXTE confirment la présence d’un excès à haute énergie par rapport à un modèle en loi de puissance à coupure exponentielle (cf. Table 6.2).

Pour évaluer la pertinence d’un modèle de Comptonisation thermique, nous avons utilisé le code eqpair (Coppi, 1999, cf. Section 6.4) qui permet (entre-autre) de calculer de manière auto- cohérente le spectre Compton-inverse produit par un gaz d’électrons thermalisés. Un tel modèle prend en compte une éventuelle composante additionnelle suite à la réflexion des photons X- dur par le disque d’accrétion. La composante réfléchie possède une distribution spectrale en

Instrument Model (χ2/ν)i (χ2/ν)f Pftest SPI cutoffpl 36/26 18/25 4 × 10

−5 eqpair 47/26 22/25 2 × 10−5 IBIS/ISGRI cutoffpl 32/29 26/28 2 × 10

−2 eqpair 39/29 25/28 5 × 10−4 HEXTE cutoffpl 59/44 47/43 2 × 10

−3 eqpair 66/44 47/43 1 × 10−4 SPI+IBIS+HEXTE cutoffpl 145/103 105/102 1 × 10

−8 eqpair 141/103 99/102 2 × 10−9

Table 6.2 – Quantification de la significativité de l’excès à haute énergie dans les spectres moyens SPI, IBIS/ISGRI et HEXTE par rapport à un modèle (phénoménologique) en loi de puissance à coupure exponentielle et un modèle (physique) de Comptonisation thermique. Pour modéliser l’excès, nous avons ajouté une deuxième loi de puissance avec un indice spectral fixé àΓ = 2.0 au modèle phénoménologique tandis que nous avons inclus du chauffage non-thermique dans le mo- dèle physique. A chaque fois, nous comparons les résultats d’un ajustement spectral avant (χ2/ν)i

et après (χ2_/ν)

f avoir ajouté un degré de liberté, avec la probabilité ftest que l’amélioration soit

due au hasard.

énergie qui pique typiquement vers 40 keV ; son amplitude peut donc avoir une influence sur la forme du continuum sous-jacent. Comme les données>20 keV ne permettent pas de contraindre l’amplitude de cette composante, nous l’avons fixée à Ω/2π = 0.35, la valeur moyenne des différents ajustements de ce paramètre réalisés à l’aide d’une couverture spectrale plus large (cf. Section 6.4). Cette valeur est en accord avec celles trouvées dans de récentes études spectrales sur GX 339–4 (Del Santo et al., 2008; Caballero-García et al., 2009).

Comme on peut le voir dans la Table 6.2 et la Figure 6.6, l’analyse individuelle et simultanée des spectres moyens mesurés par les trois instruments a montré que l’émission de la source n’était pas bien reproduite par une Comptonisation purement thermique. La significativité de l’excès à haute énergie étant relativement élevée, les données IBIS/ISGRI et HEXTE confirment le besoin de considérer une composante additionnelle à la première Comptonisation thermique. Nous avons réalisé le même découpage avec les données IBIS/ISGRI que précédemment avec SPI (i.e. les groupes de données haut et bas). Les deux spectres IBIS/ISGRI correspondant respectivement à chacun des deux groupes sont compatibles avec ceux mesurés par SPI (pré- sentés plus haut). Cependant, comme le temps d’exposition ne représente qu’un tiers du temps d’exposition total de l’observation 525, l’excès à haute énergie est moins significatif dans les données IBIS/ISGRI correspondant au groupe haut. Ceci n’est pas surprenant, puisque au-delà de 200 keV la sensibilité de SPI est meilleure que celle de tout autre instrument. Les données IBIS/ISGRI n’améliorent donc pas les contraintes à haute énergie sur les modèles.

100 0.1 1.0 EF E (keV cm -2 s -1) 100 1.0 SPI 100 1.0 IBIS 100 Energy (keV) 1.0 HEXTE 100 0.1 1.0 EF E (keV cm -2 s -1) 100 1.0 SPI 100 1.0 IBIS 100 Energy (keV) 1.0 HEXTE

Figure 6.6 – Spectres moyens mesurés par SPI (rouge), IBIS/ISGRI (bleu) et HEXTE (vert), ajus- tés simultanément avec un modèle de Comptonisation purement thermique (gauche) et un modèle de Comptonisation hybride (thermique & non-thermique, droite). La normalisation des spectres a été fixée à la calibration de SPI et nous avons appliqué des facteurs multiplicatifs respectifs de

CISGRI= 1.03 et CHEXTE= 1.10. Les résidus sont indiqués séparément pour chaque instrument et

montrent qu’un modèle purement thermique n’est pas capable d’expliquer l’émission au-delà de 150 keV.