NGC 2808 a été observé en juin 2007 avec Chandra et les caméras ACIS (voir §3.3) à son foyer (28 mois après l’observation XMM-Newton). Deux observations de 46 et 11 ks séparées d’environ 24 h ont été effectuées en mode faint et timed-exposure. Le cœur de NGC 2808 est situé sur le point focal de la caméra ACIS-I3, où la meilleure résolution est obtenue.
Les données ont été traitées avec le logiciel CIAO v3.4 et les données d’étalonnage les plus récentes (voir §3.3.3). Comme les deux observations sont successives, les champs de vue et les angles de roulis sont similaires. Les fonctions d’étalement du point d’une observation à l’autre sont donc aussi similaires. Les données peuvent alors être utilisées comme s’il s’agissait d’une seule observation. La liste d’évènements de la deuxième observation a donc été reprojetée avant d’être ajoutée à celle de la première observation avec la procédure merge_all. Après traitement, j’ai obtenu une liste d’événements dans la bande d’énergie 0,3–10 keV pour une durée de 56,9 ks.
4.3.2 Détection de sources
Afin d’obtenir une liste de candidats sources, j’ai utilisé la procédure de détection par ondelettes wavdetect de CIAO pour détecter les sources dans le champ de vu couvert par les 4 caméras ACIS-I. La détection a été effectuée dans deux bandes d’énergie, la bande 0,3 − 10 keV avec tous les évènements, ce qui permet la détection des sources les plus faibles et la bande 0,5 − 6 keV où le rapport signal à bruit est plus grand, ce qui conduit à des détections plus sûres. Les fonctions d’étalement du point varient du centre au bord du champ, il est donc nécessaire de choisir différents facteurs d’échelle pour la détection par ondelettes (1,0, 1,4, 2,0, 2,8, 4,0 et 5,6 pixels). La sensibilité de détection a été sélectionnée pour donner une seule fausse détection par surface de 106 pixels. J’obtiens ainsi 88 candidats sources, parmi lesquels ∼ 6 pourraient être de fausses détections. Parmi ces candidats, 11 sont situés à l’intérieur du rayon de demi-masse de NGC 2808. J’ai ensuite ajouté intentionnellement d’autres candidats source afin de tester par la suite leur significativité. Ainsi 14 sources X détectées avec XMM-Newton (§4.2) ont été ajoutées. Parmi celles-ci, 7 se trouvent sur les deux détecteurs ACIS-S (en bord de champ) où wavdetect n’a pas été utilisé car les fonctions d’étalement du point sont trop larges. Les 7 autres, sur les détecteurs ACIS-I, n’ont pas été détectées par wavdetect et ont peut-être varié. D’autres candidats sources peuvent être repérés à l’œil bien qu’ils n’aient pas été détectées par wavdetect, probablement à cause d’une sur-densité de sources au centre et au faible rapport signal sur bruit aux extrémités du champ. J’ai ajouté 22 candidats sources, dont 10 sont situées à l’intérieur du rayon de demi-masse de NGC 2808. Au total, nous avons donc 124 candidats sources.
Le programme ACIS Extract (voir §3.3.4) m’a permis ensuite d’estimer leur significativité et d’effectuer un ajustement des positions des sources. J’ai conservé les sources ayant une probabi- lité d’existence supérieure à 99,999%. Cette probabilité est estimée en comparant le nombre de
coups du candidat source au nombre de coups dus au bruit de fond et en utilisant une statistique poissonnienne (Broos et al. 2002, §5.9.3). J’obtiens finalement 113 sources, parmi lesquelles 16 sont situées à l’intérieur du rayon de demi-masse de NGC 2808. Ces sources ont au minimum 4 coups. Elles sont numérotées selon leur distance au centre de masse de NGC 2808. La carte des sources est présentée sur la Figure 4.8. La liste des sources est disponible dans le tableau final de l’Annexe D. La luminosité limite des observations est L0,5−8 keV=1 × 1031 erg s−1
FIG. 4.8 – Carte des sources Chandra en direction de NGC 2808. Les évènements sont sélectionnés
dans la bande 0,5–6 keV. Les rayons de cœur et de demi-masse sont représentés. Les cercles d’erreur à 1σ sont dessinés pour chaque source. Les sources XMM-Newton sont indiquées par des diamants. Gauche : image Chandra légèrement lissée avec une gaussienne.
Droite : agrandissement de la région du cœur de NGC 2808 sans lissage.
4.3.3 Sources liées à l’amas
De la même manière que pour les sources XMM-Newton (§4.2.3), j’ai utilisé une méthode statistique pour déterminer le nombre de sources Chandra liées à l’amas, à partir de la relation log(N)–log(S) présentée par Hasinger et al. (2005) (voir aussi Hasinger et al. 2001 ; Giacconi et al.2001). Le champ a donc été divisé en 3 anneaux incluant chacun au moins 20 sources pour tenir compte du vignettage.
Pour chaque anneau, le flux minimum détectable a été déterminé avec WebPIMMS. J’ai sup- posé un modèle d’émission composé d’une loi de puissance d’indice 1,5 (moyenne des sources détectées) et de l’absorption en direction de l’amas. J’ai considéré deux cas pour le taux de comp- tage minimum détectable : la limite de détection (le taux de comptage de la source la plus faible
de chaque anneau) et la limite assurant la complétude de l’échantillon de sources (deux fois le flux de la source la plus faible). Ces valeurs sont corrigées pour le vignettage pour chaque anneau en utilisant la carte d’exposition.
J’ai pris en compte deux erreurs sur la valeur lue dans le diagramme log(N)–log(S) qui sont ajoutées en quadrature : l’erreur sur l’estimation du flux Chandra de la source et la précision de la relation elle-même qui inclus le bruit poissonnien (indiquée dans Giacconi et al. 2001, Figure 3). Les résultats apparaissent dans le Tableau 4.4.
TAB. 4.4 – Sources d’arrière plan attendues et sources détectées par Chandra en direction de NGC
2808. Deux limites en flux ont été considérées : la limite de détection et la limite assurant la complé- tude de l’échantillon de sources.
Anneau Limite de détection Limite de complétude Attendues Détectées Attendues Détectées 00– 1,80 4,0 ± 0.8 20 3,4 ± 0.8 12
1,80– 3,80 12,7 ± 2.0 20 9,8 ± 3.0 11
3,80– 7,00 36,2 ± 6.0 43 27,2 ± 9.0 30
00– 0,760 0,8 ± 0.8 16 0,6 ± 0.8 11
Un excès ressort clairement pour le cercle central (00–1,80). Pour l’anneau 1,8 − 3,80, un ex-
cès est détecté en considérant la limite de détection, cependant, pour la limite de complétude cet excès n’est pas confirmé. Dans le dernier anneau, le nombre de sources attendues et détectées correspondent aux incertitudes près. J’ai effectué la même estimation à l’intérieur du rayon de demi-masse de NGC 2808 et 0,8 ± 0,8 sources sont attendues. On peut en conclure que les 16 sources centrales sont très probablement liées à l’amas, avec peut être une source d’arrière plan alignée. Comme NGC 2808 a une latitude galactique faible (b = −11,3◦, Harris 1996), il est pos-
sible d’avoir quelques sources d’avant plan dans le champ de vue, comme des étoiles actives ou des variables cataclysmiques galactiques.
4.3.4 Variabilité et spectres des sources
La procédure ae_standard_extraction de ACIS Extract m’a permis d’obtenir pour chaque source un spectre et une courbe de lumière. Les régions d’extraction comprennent 90% du flux et le bruit de fond est évalué en sélectionnant 100 évènements autour de la source. Les flux sont estimés à partir des taux de comptage dans différentes bandes d’énergies et le flux dans la bande 0,5−8 keV est finalement calculé. Les rapports de dureté (ou couleurs) sont évalués entre les bandes d’énergie 0,5–2 et 2–8 keV. Les matrices de réponse de l’instrument ont été générées avec les procédures mkarf et mkacisrmf de CIAO et les fichiers d’étalonnage correspondant. Pour chaque source, j’ai ensuite effectué un ajustement d’une loi de puissance absorbée (valeur en direction de l’amas), pour en déduire un flux non-absorbé. Le diagramme couleur–flux est présenté sur la Figure 4.9.
FIG. 4.9 – Diagramme couleur–flux des sources Chandra en direction de NGC 2808. Seules les
sources du cœur (cercles pleins) et les sources brillantes et variables sont numérotées (voir Fig. 4.10). Quelques barres d’erreur représentatives de toutes les barres d’erreur à une luminosité donnée sont représentées. Les lignes noires tracées avec les diamants indiquent la couleur (avec un flux arbitraire) de différents modèles d’émission avec l’absorption de l’amas :
PO : loi de puissance d’indices 3, 2.5, 2, 1.5, 1, 0.5, 0.
BR : émission bremsstrahlung avec des températures de 1, 5, 10, 15, 20, 50 keV. BB : spectre de corps noir avec des températures de 0.1, 0.5, 1, 1.5, 2 keV.
7 sources présente une probabilité d’avoir un flux constant inférieur à 10−2. J’ai donc extrait leur
courbe de lumière avec dmextract et le bruit de fond correspondant dans un anneau entourant la source. Les courbes de lumière sont présentés sur la Figure 4.10. La variabilité des 7 sources a pu être confirmée en utilisant la statistique de Poisson. La probabilité d’avoir de tels excès ou déficits de coups par rapport à la moyenne attendue est inférieure à 0,01% pour toutes ces sources.