11.2.1 Observations
Les observations ont été réalisées avec l’instrument PACS en mode imageur (voir section 4.2.3 de l’introduction), dans les trois bandes d’énergie disponibles (bande bleue entre 60 et 85 µm, bande verte entre 85 et 130 µm et bande rouge entre 130 et 210 µm). Elles ont eu lieu le 02 août 2011 sous les identifications 1342225124, 1342225125, 1342225126 et 1342225127. Nous avons utilisé le mode « mini- scan », adéquat pour imager une petite région autour d’une source ponctuelle. Ce mode permet d’obtenir une meilleure sensibilité pour la source ponctuelle1, une meilleure caractérisation des structures à grande
échelle et une meilleure couverture de la région considérée. Le temps d’intégration total sur la source s’élève à 800 secondes en bande bleue, 1600 secondes en bande verte et 2400 secondes en bande rouge2,
pour un temps total d’observation (temps de calibrage et de lecture des détecteurs compris) de 2.4 heures. Pour couvrir l’ensemble de la zone présentée sur la figure 11.1, le satellite balaye le ciel avec une vitesse de 20 secondes d’arc/seconde en effectuant 10 passages de 2.′5 de long, décalés les uns des autres de 2.′′0.
De plus, ce balayage est répété cinq fois en bande bleue et dix fois en bande verte afin d’obtenir le temps d’intégration total souhaité. Enfin, l’ensemble de cette procédure est réalisé une seconde fois avec un angle d’observation du détecteur dans le ciel différent (ces passages sont matérialisés par les traits roses sur la figure 11.1).
Figure11.1 – Image représentant la couverture de la région autour de GX 301-2 par les observations Herschel.
Les zones bénéficiant du temps d’intégration maximum sont en noir sur l’image. Celles pour lesquelles le temps d’intégration est minimal apparaissent en rouge. Les tracés roses indiquent le parcours du satellite sur le ciel. GX 301-2 est indiqué par le carré rouge au centre de l’image. L’image du fond correspond aux données DSS en bande R. Le Nord est situé en haut de l’image et l’Est à gauche.
1. Ceci est dû au fait qu’un filtre passe-haut peut être utilisé lors de la réduction des données de ce mode d’observation, pour éliminer le bruit en 1/f aux hautes fréquences.
2. Le temps d’intégration en bande rouge correspond à la somme des temps d’intégration en bandes bleue et verte car le détecteur PACS est constitué de deux détecteurs fonctionnant en parallèle : l’un servant à imager en bande bleue ou verte et l’autre en bande rouge (voir section 4.2.3 de l’introduction).
11.2. Observations Herschel et traitement des données 191
11.2.2 Traitement des données
Les données ont été traitées en utilisant le logiciel HIPE et le script associé à la réduction des données de l’instrument PACS en mode imageur / « mini-scan ». Les étapes de la réduction des données sont classées du niveau 0 (données brutes) au niveau 2 (données finales, utilisables sur un plan scientifique). Niveau 0 à Niveau 0.5 La première étape du traitement consiste à masquer les mauvais pixels du détecteur à partir d’un masque préalablement généré ainsi que les pixels saturés, et à convertir les unités de chaque pixel en unités physiques (Volts). Cette étape permet également de déterminer les coordonnées du pixel de référence.
Niveau 0.5 à Niveau 1 Cette étape consiste principalement à corriger les données par la plage de lumière uniforme (flat en anglais) et à convertir les Volts/pixel en Jansky/pixel. Enfin, il faut corriger la non-linéarité du détecteur en appliquant un facteur de correction aux pixels dont le flux est supérieur à ∼100 Jy.
Niveau 1 à Niveau 2 L’un des points cruciaux de cette étape du traitement consiste à filtrer le signal pour éliminer le bruit en 1/f inhérent au détecteur. Cependant, avant de réaliser ce filtrage, il faut masquer la source pour ne pas affecter sa photométrie finale. On réalise pour cela un masque en définissant un seuil de flux au-dessus duquel le signal est considéré comme appartenant à la source. Le masque défini, le filtre passe-haut peut alors être appliqué aux données. Il faut ensuite supprimer les « glitches » dus à l’interaction des rayons cosmiques avec le détecteur en utilisant une méthode de réjection de type « sigma-clipping ». Ainsi, un pixel qui dévie de la médiane de l’intensité des pixels de l’image d’une quantité supérieure au seuil fixé est masqué. Les données ainsi traitées constituent une matrice d’informations relatives au signal acquis sur le détecteur en fonction du pointé du télescope sur le ciel et de la date d’observation. Il faut maintenant, à partir de cette matrice, construire une image (aussi appelée « carte ») de la partie du ciel observée. Différents algorithmes de projection sont disponibles pour construire les cartes issues des observations PACS. Nous en avons utilisé deux : l’algorithme PhotProject et l’algorithme MadMap. Les résultats photométriques issus de ces deux algorithmes sont sensiblement égaux et nous utiliserons par la suite les données traitées avec l’algorithme MadMap (voir figure 11.2).
11.2.3 Photométrie
La photométrie a été extraite grâce au logiciel getsources3développé par A. Men’shchikov (Men’sh-
chikov et al., 2012). A la différence des algorithmes habituels d’extraction de sources, getsources utilise une approche multi-longueurs d’onde et multi-échelles. L’idée générale consiste à analyser les décomposi- tions spatiales d’une image (à différentes longueurs d’onde, ici 70, 100 et 160 µm). Chaque décomposition est ensuite nettoyée des contributions dues au bruit et au fond de ciel (background). Celles-ci sont finale- ment combinées sur l’ensemble des longueurs d’onde pour constituer un catalogue de sources détectées, dont le flux et la taille sont déterminés à chaque longueur d’onde.
Un point source situé à la position de GX 301-2 est détecté à 70 et 100 µm. Les flux correspondant sont donnés dans le tableau 11.1.
F70µm (mJy) F100µm (mJy) F160µm (mJy)
61 ± 7 61 ± 15 < 33
Table11.1 – Flux de la contrepartie de GX 301-2 détectée avec l’instrument PACS. La source est détectée à 70
et 100 µm, mais ne l’est pas à 160 µm. Le flux fourni dans la bande rouge constitue une limite supérieure due à la confusion avec le fond de ciel.
3. Ce logiciel a été développé au sein du Service d’Astrophysique du CEA, mais il n’a pas encore été mis à disposition de l’ensemble de la communauté. Voir http://www.herschel.fr/cea/gouldbelt/en/getsources/pourplusd’informations.
192 Chapitre 11. Herschel : une nouvelle fenêtre ouverte sur l’étude de GX 301-2
Figure11.2 – Cartes Herschel/PACS de GX 301-2. En haut à gauche : carte à 70 µm. En haut à droite : carte à
100 µm. En bas : carte à 160 µm. La flèche indique la position de GX 301-2. Le Nord est situé en haut de l’image et l’Est à gauche.