8.3 Observations de Hydra A avec Chandra
8.3.2 L’amas de galaxies d’Hydra A vu par Chandra/ACIS
L’amas de galaxies de Hydra A a d’abord été observé en 1999 avec ACIS pendant environ 40 ks en deux observations pointées, l’une sur un capteur à illumination de face et l’autre sur un capteur à illumination de dos [328]. Une deuxième campagne d’observations a été menée en 2003 et a apporté 200 ks de temps d’observation sup- plémentaire [315]. Ces observations ont été prises sur le même capteur à illumination de dos. La figure 8.2montre les observations non-calibrées de la campagne de 2003 dans le système de coordonnées de l’instrument. L’émission de l’amas de Hydra A est clairement visible sur le capteur de droite, S3. Les deux capteurs à illumination
8.3. Observations de Hydra A avec Chandra 121 de dos s’y caractérisent par un niveau de fond plus grand.
Figure8.2 – Observations non calibrées de Hydra A avec ACIS dans les coordonnées de l’instrument en nombre de coups par pixel. Cinq des dix capteurs CCD de ACIS étaient actives pour ces observations. Les capteurs S1 et S3 sont les deux capteurs à illumination de dos.
Les données ont été recalibrées en utilisant la procédure standard avec la dernière version de la calibration à jour, la version 4.5.5.1. L’analyse a été réalisée en utilisant les outils de CIAO dans leur version 4.5. De possibles sursauts du fond, d’origine incertaine, où le taux de fond peut être brusquement multiplié par 100 ont été recherchés dans les données. Les périodes affectées par ce phénomène sont retirées de l’analyse. L’accumulation possible d’évènements ("pile-up") a été estimée et est négligeable étant donnés les taux de comptage des photons considérés. Au final, un total de 238 ks est utilisable pour l’analyse. Une image composite de la région de Hydra A est montrée sur la figure8.3. L’émission en rayons X vue par Chandra est montrée en bleu et montre l’émission thermique diffuse des électrons au coeur de l’amas ainsi que l’émission ponctuelle du noyau actif de galaxie (NAG) au centre. L’émission radio observée par le Very Large Array est en rouge et montre les jets ainsi que les lobes produits par le NAG [318]. L’émission optique des galaxies de l’amas est montrée en jaune en utilisant des images du Canada-France-Hawaï Telescope ainsi que du Digitized Sky Survey.
122 Chapitre 8. Recherche de particules de type axion à basse masse
Figure8.3 – Image composite de l’amas de Hydra A. Bleu : rayons X avec Chandra. Rouge : radio avec le Very Large Array [318]. Blanc/jaune : optique avec le Canada- France-Hawaï Telescope et le Digitized Sky Survey.
l’émission ponctuelle en rayons X du NAG. Pour extraire le spectre de cette émission, un cercle d’ouverture de 100 est utilisé autour de la position nominale du NAG.
90% de l’émission de la source ponctuelle est contenue à l’intérieur de ce rayon de 100. La position est déterminée à partir des observations en infra-rouge et est en
coordonnées équatoriales : ↵J2000= 09h18m05s.651, J2000= 12 0504300.99[329]. La
contamination par le fond d’émission thermique des électrons dans cette région est estimée en utilisant un anneau centré sur la même position entre 100 et 200.5 et en
supposant que le flux du fond est le même dans cet anneau et dans la région centrale, après normalisation par le rapport des surfaces. En pratique, comme 100 correspond
environ à 1 kpc, la taille de l’anneau est suffisamment petite devant le rayon de coeur des électrons de 33 kpc pour que cette hypothèse soit valide.
L’analyse spectrale de la source ponctuelle est effectuée en utilisant la version 12.7.1 du logiciel XSPEC [330]. Le spectre est rebinné de façon à avoir un minimum de 30 coups par bin en énergie reconstruite. Cette dernière procédure est nécessaire lors qu’un estimateur de 2 est utilisé pour l’ajustement d’un modèle théorique aux
données, afin que les erreurs sur le flux dans chaque bin soient bien gaussiennes. Les réponses instrumentales utilisées pour la reconstruction spectrale ont été générées avec la procédure specextract suivant les conditions expérimentales correspondant aux observations. La méthode utilisée pour la reconstruction spectrale avec XSPEC est la méthode dite de "forward folding" (voir chapitre 2). Il s’agit donc de faire l’hypothèse d’une forme spectrale et d’obtenir les paramètres de cette forme per- mettant de reproduire au mieux les données. Le spectre de la source ponctuelle peut
8.3. Observations de Hydra A avec Chandra 123 être modélisé par une loi de puissance avec un terme d’absorption photo-électrique décrit par la colonne d’hydrogène nH (voir ci-dessous) [328] :
dN dE = 0 ✓ E 1 keV ◆ e nH [E(1+z)] . (8.4)
L’indice spectral de la loi de puissance est noté et 0 est le flux non-absorbé
à 1 keV. Le terme d’absorption photo-électrique est représenté grâce à la section efficace [E] pour l’énergie E, laquelle doit être corrigée du décalage vers le rouge avec z = 0.0538, le décalage vers le rouge de Hydra A, car le système absorbant se trouve au coeur de l’amas de galaxie [331]. Phénoménologiquement, la section efficace de l’effet photo-électrique sur un élément de nombre atomique Z peut se décrire comme [332] :
[E] / Za
E3 , (8.5)
avec a compris entre 4 et 5 selon l’élément, pour E plus grand que l’énergie d’io- nisation d’une configuration électronique en couche 1s. Il s’ensuit qu’aux énergies considérées, entre 0.3 et 10 keV, le flux de la source est principalement absorbé à faible énergie. La diffusion Compton est inopérante car les énergies en jeu sont bien plus faibles que la masse de l’électron. La densité de l’hydrogène intégrée le long du chemin est décrite par la colonne d’hydrogène nH qui est un paramètre
libre du modèle. Les densités des autres éléments sont obtenues en supposant des abondances relatives par rapport à l’hydrogène constantes et homogènes. Les abon- dances utilisées ont été mesurées par [333] en analysant des chondrites relevées sur des météorites.
Le spectre est correctement ajusté, avec un 2 de 48.59 pour 58 degrés de li-
berté, pour un indice spectral = 1.52 ± 0.17, un flux non-absorbé à 1 keV 0 =
5.46±1.43⇥10 5 keV 1cm 2s 1et une colonne d’hydrogène n
H= 2.54±0.33⇥1022
cm2. Le flux absorbé entre 2 et 10 keV est 3.10 ± 0.07 ⇥ 10 5 cm 2s 1. La colonne
d’hydrogène trouvée lors de l’ajustement spectral est en accord avec la valeur obte- nue par [328], qui effectue la même analyse avec uniquement les données de 1999. Cette valeur est également cent fois plus grande que la valeur de la colonne d’hy- drogène apportée par la Voie Lactée dans la direction d’Hydra A, ce qui confirme la présence du système absorbant au coeur de Hydra A démontrée par [331]. Le modèle du spectre de la source ponctuelle est montré sur la figure 8.4, extraite de [312] avec les points reconstitués à partir des données pour cette hypothèse de forme spectrale. En raison de la forte absorption photo-électrique, le spectre de la source non-thermique au centre de Hydra A n’est visible qu’au dessus de 1 keV. Dans le modèle, des discontinuités apparaissent en raison de l’effet photo-électrique aux énergies correspondant aux énergies de liaison pour les différents éléments. La partie du bas de la figure8.4 montre les résidus de l’ajustement normalisés au mo- dèle. Ces résidus ne montrent qualitativement pas de fortes irrégularités apparentes, le spectre est donc utilisé pour mettre des contraintes sur le couplage entre photons et PTA.
124 Chapitre 8. Recherche de particules de type axion à basse masse ] -1 keV -1 s -2 dN / dE [ cm -6 10 -5 10 Energy [ keV ] residuals -2 0 2 5 2
Figure 8.4 – (Extrait de [312]) Spectre de la composante non-thermique au centre de Hydra A. En haut : spectre reconstitué avec le modèle. En bas : résidus par rapport au modèle de meilleur ajustement.