Le GMRT (Giant Meterwave Radio Telescope, Ananthakrishnan 1995) est un réseau de 30 antennes paraboliques de 45 m de diamètre éparpillées sur 25 km, non loin du village de Kholad, environ 80 km au nord de Pune en Inde (Figure 3.4). Le réseau est constitué de deux parties : un carré central de 1 km×1 km avec 14 antennes (C00 à C14) et un des bras qui partent en Y sur 14 km (bras Est, Ouest et Sud, numérotés E#, W# et S# respectivement). Il y a 5 antennes sur les bras Est et Sud et 6 sur le bras Ouest (les antennes C07, E01 et S05 n’ont pas été construites faute de financement).
L’observatoire permet de s’intéresser au sources de déclinaison −53 à +90. Il permet l’obser-
vation dans 5 bandes de fréquence : 151 MHz, 235 MHz, 325 MHz, 610 MHz et 1 000–1 420 MHz. Ces bandes de fréquence sont par ailleurs protégées par l’Union Internationale des Télécommuni- cations. La résolution angulaire obtenue peut atteindre 2000, 1300, 900, 500et 200et le champ de vue
1860, 1140, 810, 430et 240, pour les fréquences respectives.
3.6.2 Interférométrie radio
Le principe de l’interférométrie radio est expliqué par exemple dans Thompson et al. (2001). Un interféromètre à deux antennes est représenté sur la Figure 3.5. On considère ici le cas d’une seule source dont on reçoit une onde radio avec des plans d’onde parallèles. Ces deux antennes forment une ligne de base (~b) et reçoivent un signal décalé d’une certaine différence de marche. Au cours du temps, la rotation de la Terre fait tourner la ligne de base autour de son axe de rotation (Figure 3.5). La différence de marche varie donc au cours du temps, ce qui permet au final de repérer la position de la source dans le plan (u,v) (défini en Figure 3.6). Ce sont les données de base d’un interféromètre radio. Le traitement de ces données permet d’obtenir une image du champ de vue projetée sur la voûte céleste. La taille du champ de vue correspond au champ de vue d’une antenne et la précision angulaire varie avec la longueur de la ligne de base.
FIG. 3.5 – Schéma d’un interféromètre à deux antennes.
Un interféromètre à 30 antennes comme le GMRT permet de sonder le ciel en radio avec 1 + 2 + ... + 29 = 435 lignes de base. Il suffit donc de quelques heures pour avoir une couverture suffisante du ciel, donc du plan (u,v), afin de générer une image.
3.6.3 Instrumentation
Chaque antenne possède un récepteur (feed) au foyer de la parabole. Le signal de chaque an- tenne est d’abord retardé pour corriger le temps de transport du signal, puis il passe par un corré- lateur, qui est la pièce centrale de l’interféromètre, car il permet de déterminer les différences de marche dans le signal et d’en déduire les données (u,v).
3.6.4 AIPS
AIPS (Astronomical Image Processing System, AIPS Team 2007) permet le traitement des don- nées acquises par un interféromètre radio. Ce logiciel est développé par le NRAO (National Radio Astronomy Observatory) aux États-Unis. Il s’agit d’un programme complet pour l’étalonnage, la construction et l’affichage d’image et l’analyse de ces données. Toute les informations sur l’utili- sation de AIPS sont disponibles dans un manuel exhaustif (AIPS Team 2007).
Le traitement de données consiste en l’étalonnage en flux à partir d’une source choisie comme référence (catalogue de sources standards) et d’un étalonnage en phase à partir d’une deuxième source référence située à proximité de la région visée pour optimiser la durée du repointage. La source de référence pour les phases est en effet observée à intervalle régulier lors de l’acquisition de données. Il s’agit principalement de filtrer les données pour ne conserver que les lignes de bases et les périodes de temps où le signal est maximal par rapport au bruit.
Étude des sources X faibles de l’amas
globulaire NGC 2808
FIG. 4.1 – NGC 2808 vu par le Télescope Spatial Hubble dans le visible.
Ce chapitre présente des travaux publiés dans les deux articles suivants (Annexes C et D) : XMM-Newton observations of the Galactic globular clusters NGC 2808 and NGC 4372 Servillat M., Webb N.A., & Barret D., 2008, Astronomy & Astrophysics, 480, 397
Combined Chandra, XMM-Newton and Hubble Space Telescope observations of the Galactic glo- bular cluster NGC 2808
Servillat M., Dieball A., Webb N.A., Knigge C., Cornelisse R., Barret D., Long K.S., Shara M.M. & Zurek D.R., 2008, Astronomy & Astrophysics, 490, 641
Les sections 4.5.5 (données radio avec ATCA) et 4.5.6 (données infrarouge avec Spitzer) sont ajoutées par rapport aux articles et complètent les points de discussion des sections 4.6.5, 4.6.6, 4.6.7 et 4.6.8.
Les sections 4.6.5 et 4.6.6 comportent un résumé de la publication reproduite en Annexe E : Radio observations of NGC 2808 and other globular clusters : constraints on intermediate mass black holes
Maccarone T.J. & Servillat M., 2008, MNRAS, 389, 379
4.1 NGC 2808
L’amas globulaire NGC 2808 est situé dans la constellation de la Carène visible depuis l’hémi- sphère Sud, non loin du disque de la Voie Lactée (Figure 4.1). Ses propriétés en font l’un des plus massifs de la Voie Lactée avec Oméga du Centaure (NGC 5139) et 47 du Toucan (NGC 104). Son cœur est particulièrement dense en étoiles et le taux de collisions entre étoiles est important (Ta- bleau A.1). NGC 2808 figure donc parmi les bons candidats pour contenir de nombreuses binaires serrées et même un trou noir de masse intermédiaire (voir S1.2.2.3).
NGC 2808 est assez éloigné du Soleil (9,6 kpc) et du centre de la Galaxie (9 kpc). Casetti- Dinescu et al. (2007) ont décrit l’orbite de cet amas globulaire autour de la Galaxie et en ont déduit que sa trajectoire est très élliptique. Cet amas serait donc passé près du Centre Galactique avant d’évoluer loin du disque pendant une période d’environ 100 000 ans. Comme NGC 2808 est maintenant assez proche du disque galactique (b = −11,3◦, Harris 1996), il est possible que
certaines sources dans le champ de vue soient des sources d’avant-plan.
NGC 2808 a déjà été observé en X par l’instrument GIS (Gas Imaging Spectrometers) de l’observatoire spatial ASCA (Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics), avec une limite en sensibilité en flux de FX ∼3 × 10−13 erg cm−2s−1. Une seule source est répertoriée dans le
catalogue GIS (Ueda et al. 2001), à 7,5 ± 1.30 du centre de l’amas. Aucune source X n’a été
observée par le satellite ROSAT lors du sondage global du ciel (All Sky Survey, Voges et al. 1999) avec l’instrument PSPC (Position Sensitive Proportional Counters). La sensibilité limite en flux était FX ∼5 × 10−13erg cm−2s−1.
Des observations en ultraviolet ont été effectuées en 2000 avec l’instrument STIS du Télescope Spatial Hubble (voir §3.4). A partir du diagramme couleur–magnitude provenant de ces données, Dieball et al. (2005a) ont détecté ∼ 40 naines blanches, ∼ 60 variables cataclysmiques et ∼ 60 traînardes bleues. Parmi les possibles variables cataclysmiques, deux sont variables et une autre possède une contrepartie dans le visible.
Des observations détaillées de NGC 2808 ont aussi été effectuées dans le visible et depuis Harris (1974), on a constaté que la branche horizontale du diagramme couleur–magnitude a des caractéristiques particulières (voir aussi Carretta et al. 2006 ; Bedin et al. 2000). Cette branche est bimodale avec une partie bleue sensiblement allongée et une partie rouge, séparée par un interstice. Seulement trois amas globulaires présentant cette bimodalité ont été observés jusqu’à maintenant : NGC 6229, NGC 6388, NGC 6441 (Catelan et al. 1998). Par ailleurs, la séquence principale a pu être dissociée en trois branches suite à des observations avec le Télescope Spatial Hubble (Piotto et al.2007). Ceci pourrait s’expliquer par la formation successive de trois générations d’étoiles, avec à chaque génération un enrichissement plus important du milieu en hélium et en métaux.