Observations Multi-longueur d’onde

L’´emission au GeV du NAG PG 1553+113 a ´et´e d´etect´ee par Fermi et cette source s’av`ere ˆetre tr`es peu variable entre 200 MeV et 300 GeV. Afin de pouvoir mod´eliser cette source, des donn´ees en UV, rayons X et au TeV, prises entre 2003 et 2009, ont ´et´e r´eunies.

D´ecouvert par Green et al. (1986), le blazar PG 1553+113 fut classifi´e grˆace `a son ´emission dans la gamme de X et en radio. En effet, le ratio entre son flux `a 2 keV et `a 5 Ghz allant, suivant les mesures, de log(F2keV/F5GHz)

=_{−4.99 `a −3.88 (Osterman et al., 2006; Rector et al., 2003), le pla¸cant parmi} les blazars les plus ´energ´etiques : les HBL.

Dans le domaine des rayons X, PG 1553+113 est une source tr`es brillante et a ´et´e observ´ee par beaucoup de satellites X `a des flux tr`es diff´erents. Le r´esum´e des observations entre 2–10 keV, faites depuis 2003 et utilis´ees dans la SED, est donn´e dans le tableau 4.3. PG 1553+113 a montr´e ainsi des variations d’un facteur 20 environ dans cette gamme en ´energie. Le flux le plus haut est celui mesur´e par Swift (Tramacere et al., 2007) avec 6.9_×10−11erg cm−2s−1. N´eanmoins, PG 1553+113 montre peu de variation spectrale dans cette bande en ´energie (∆Γ_{≈ 0.3) et le spectre est compatible} avec une ´emission par processus synchrotron.

Au dessus de 200 GeV, PG 1553+113 fut d´ecouverte par HESS (Aha- ronian et al., 2006d) et confirm´ee par MAGIC (Albert et al., 2009). Ces observations montrent que l’indice spectral de PG 1553+113 est Γ = 4.46 (HESS) Γ = 4.21 (MAGIC) avec des incertitudes typiques de _{≈ 0.3 et ne} semble pas varier avec le temps.

Les mesures de flux faites entre avril 2005 et juillet 2006 indiquent des variations du flux de PG 1553+113 d’un facteur 3 sur des ´echelles de temps de l’ordre du mois. N´eanmoins, si on prend en compte les erreurs syst´ematiques, les flux ne sont que marginalement inconsistants. Retenons que le flux int´egral au dessus de 200 GeV est environ F (E> 200 GeV) = (2.0− 0.6)+0.8−0.2× 10−11cm−2s−1.

4.3. D ´ETECTION PAR FERMI DU BLAZAR PG 1553+113 157

Table 4.3. Flux et param`etres spectraux entre 2–10 keV. Pour une loi de puissance, seul l’indice spectral est donn´e et dans le cas d’un logparabole,

le param`etre de courbure β est aussi donn´e.

Flux_{× 10}−11 Param`etres Date(s) (erg cm−2_s−1_{) Spectraux}

Observatoire d’observation [Ref.] a b [Ref.]

RXTE 22-04 05-12–2003 0.7 1 2.37 _{· · ·} 1

Swift-XRT 06-10–2005 6.9 2 2.14 0.24 4

08-10–2005 6.7 2 2.11 0.23 4

Suzaku 25/24-07–2006 3.5 3 2.19 0.26a ₃

Swift-XRT 05-03-2009 1.34 2.42 · · · (5)

a_{Le spectre Suzaku a ´et´e mesur´e entre 0.3-30 keV.}

References. — (1) Osterman et al. (2006) ; (2) Tramacere et al. (2007) ; (3) Reimer et al. (2008a) ; (4) Massaro et al. (2008) ; (5) Abdo et al. (2010c).

PG 1553+113 n’´etait pas une source du 3eme_{catalogue EGRET, cepen-}

dant Fermi a d´etect´e une contrepartie entre 200 MeV et 300 GeV (Abdo et al., 2010c) avec les donn´ees prises entre MJD 54682.7 et MJD 54884.2. Les donn´ees ont ´et´e analys´ees grˆace `a la proc´edure d´ecrite dans le chapitre 2 avec les ST V9R10 et les IRFS P6 V3.

Le spectre mesur´e par le LAT, pr´esent´e en figure 4.17, est consistant avec une simple loi de puissance d’indice spectral 1.68_{± 0.03, pour un} flux diff´erentiel de I0= 2.60± 0.18 × 10−9 cm−2 s−1 GeV−1 `a l’´energie de

d´ecorr´elation E0= 2.4 GeV.

Cet indice Γ fait de PG 1553+113 l’objet pr´esentant la plus importante cassure spectrale entre les HE et les THE avec ∆Γ≈ 2.6.

La courbe de lumi`ere, avec des intervalles en temps de 2 jours, est donn´ee en figure 4.18, permettant d’avoir des d´etections `a 3σ pour chaque inter- valle. Sur les 6.7 mois utilis´es pour l’analyse des donn´ees, PG 1553+113 n’a pr´esent´e aucun signe de variabilit´e avec une limite sup´erieure, `a 95%, Fvar< 0.078%.

Malgr´e de nombreuses tentatives de mesure, le redshift de PG 1553+113 reste inconnu. Un r´esum´e des diff´erentes mesures, autorisant une large gamme entre 0.09< z <0.78, est donn´e par Abdo et al. (2010c). La d´etection par Fermi de cet objet a permis d’estimer son redshift. Le spectre entre 200 MeV et 300 GeV est extrapol´e et corrig´e pour l’absorption due `a l’EBL, pr´edit par le mod`ele de Franceschini et al. (2008), avec le redshift z comme

158CHAPITRE 4. MOD ´ELISATION DE PKS 2155-304 ET PG 1553+113 10−1 100 101 102 10−8 10−7 Energy (GeV) E 2 d N /d E (G e V cm − 2 s − 1)

Figure _{4.17 Spectre de PG 1553+113 obtenu par Fermi. La ligne noire} est le meilleur ajustement aux donn´ees obtenu avec la routine de maximum de vraisemblance gtlike et la zone gris´ee est le contour d’erreur `a 68% correspondant. Les points sont aussi obtenus grˆace `a gtlike.

param`etre menant `a diff´erents spectres au dessus de 200 GeV. Ceci a permis, par minimisation de χ2_{, d’obtenir une valeur de z la plus probable au regard}

des donn´ees dans les deux bandes en ´energie. La valeur de z = 0.75+0.04−0.05 est

ainsi retenue mais reste, consid´erant les hypoth`eses sous-jacentes, `a prendre comme une limite sup´erieure.

Pour r´esumer, PG 1553+113 pr´esente une grande variabilit´e entre 2– 10 keV alors que au dessus de 200 MeV, le flux semble compatible avec une constante. Afin de comprendre cette diff´erence, les donn´ees en rayons X ainsi que le flux Fermi, HESS et MAGIC ont permis de construire la SED moyenn´ee dans le temps (figure 4.19). De plus, des donn´ees optiques KVA (Reimer et al., 2008b), prises en juillet 2006 et ainsi contemporaines `a celles Suzaku, MAGIC et HESS, ont ´et´e ajout´ees (points verts). Les donn´ees Swift-UVOT simultan´ees `a celles prises par Swift-XRT sont aussi incluses (triangles jaunes).

La SED a ´et´e ajust´ee avec un mod`ele SSC pour chaque ´etat de flux en X. Les param`etres communs entre tous les calculs sont ceux du jet, `a savoir R=1.4× 1018_{, B=0.01 Gauss et δ = 32. La densit´e d’´electrons est,}

comme pour PKS 2155-304, d´ecrite par une triple loi de puissance dont les param`etres sont r´epertori´es, pour les diff´erents jeux de donn´ees, dans le tableau 4.4.

4.3. D ´ETECTION PAR FERMI DU BLAZAR PG 1553+113 159 −5 0 5 10 15 20 25 In te g ra l F lu x, I2D a y (E>2 0 0 Me V, x1 0 − 8cm − 2s − 1) 54680 54700 54720 54740 54760 54780 54800 54820 54840 54860 54880 −1 0 1 2 3 4 5 Ph o to n I n d e x, !2 D a y

Modified Julien Day

Figure <sub>4.18 En haut, courbe de lumi`ere de PG 1553+113 sur les 6.7 pre-</sub> miers mois de mission Fermi. Chaque point repr´esente deux jours de donn´ees. Les symboles “x” repr´esentent les intervalles dans lesquels des probl`emes de minimisation ont ´et´e rencontr´es, ces intervalles sont aussi rep´er´es par un triangle. Les donn´ees ont ´et´e ajust´ees avec une loi de puissance et, en bas, on pr´esente l’indice spectral correspondant en fonction du temps.

Afin d’ajuster les donn´ees en rayons X, seule la partie `a haute ´energie de Ne a ´et´e modifi´ee, changeant directement le flux et l’indice spectral au

dessus de 2 keV. Pour tous les calculs, les param`etres d´ecrivant la partie `a basse ´energie de la distribution d’´electrons reste inchang´es :

– les param`etres p1 et p2 (indices spectraux) restent constants d’un

mod`ele `a l’autre (sauf pour les donn´ees Suzaku),

– la valeur de l’´energie γ1 ne change pas sauf pour l’´etat le plus bas

mesur´e en rayons X (Swift-magenta).

Comme pour PKS 2155-304, tr`es peu de variabilit´e au niveau de la bosse Compton inverse est induite par ces changements. Ceci permettant de re- produire la grande variabilit´e entre 2–10 keV qui ne se refl`ete pas dans la partie `a haute ou tr`es haute ´energie.