4.2 Instruments utilisés et données d’archives
4.2.8 Relevé Southern Galactic Plane Survey
4.1
Enjeux
La physique des binaires X de grande masse, nous l’avons vu dans ces chapitres introductifs, repose sur les processus d’accrétion de la matière issue d’une étoile évoluée, par un objet compact. Ces phénomènes, relevant de la physique des hautes énergies, sont observés dans le domaine des rayons X, voire des rayons gamma (entre 0.1 keV et 10 MeV). Bien sûr, comprendre les processus d’accrétion de matière, et par conséquent, les mécanismes liés à la perte de masse de l’étoile évoluée, est fondamental pour bien appréhender l’évolution de ces systèmes binaires. Cependant, leur histoire (passée et future) est aussi fortement liée à leur environnement proche d’une part, et aux mécanismes physiques gouvernant l’évolution des étoiles massives d’autre part. Ainsi nous verrons tout au long de ce manuscrit, que l’étude des sites de formation des HMXBs, de leur nature et de la composition de leur environnement proche mais aussi de leur interaction avec le milieu interstellaire est fondamental pour la compréhension globale de ces objets, de leurs progéniteurs et même de leur progéniture (étoiles LBV, sursauts gamma, coalescence de deux objets compacts, etc.). Or cette étude ne peut se faire qu’au travers d’une approche multi-longueurs d’onde consistant à observer ces systèmes binaires sur l’ensemble du spectre électromagnétique ! En effet, identifier les binaires X de grande masse passe par la détermination du type spectral de l’étoile compagnon, qui rayonne principalement de l’ultraviolet à l’infrarouge proche. De même, l’environnement proche de ces objets, composé de gaz ionisé et de poussière émet un rayonnement détectable de l’infrarouge proche au submillimétrique. Enfin, l’interaction des HMXBs avec le milieu interstellaire est elle généralement visible de l’infrarouge à la radio. Par ailleurs, la mise en commun de ces données, acquises sur l’ensemble du spectre électromagnétique, permet de construire la distribution spectrale d’énergie (SED, Spectral Energy Distribution en anglais) qui, ajustée par des modèles adéquats, contraint les processus physiques et laisse entrevoir la structure géométrique de l’environnement proche des HMXBs.
L’âge d’or de l’étude des HMXBs est aujourd’hui atteint. Ainsi, les télescopes spatiaux, observant le ciel à haute énergie, couplés à des campagnes d’observations multi-longueurs d’onde, ont découvert
56 Chapitre 4. De l’intérêt d’une approche multi-longueurs d’onde et statistique et caractérisé un nombre conséquent de nouvelles binaires X de grande masse. Ces résultats permettent aujourd’hui d’entreprendre des études statistiques de la population de HMXBs.
J’ai utilisé ces deux approches dans l’étude des HMXBs. Les résultats qui leur incombent sont présentés dans la suite de ce manuscrit.
4.2
Instruments utilisés et données d’archives
Les trois études principales menées au cours de cette thèse, reposent sur des données multi-longueurs d’onde des HMXBs. Ces observations ont, dans la plupart des cas, été obtenues par notre équipe, après avoir formulé des demandes de temps de télescope. En particulier, nous avons obtenus au cours de ma thèse du temps d’observation sur le Very Large Telescope et sur le satellite Herschel dont je décris les instruments ci-dessous. Outre ces données, j’ai utilisé des observations obtenues dans notre équipe au sein du programme d’observations multi-longueurs d’onde des sources INTEGRAL, MINE (Multi-wavelength INTEGRAL NEtwork ), principalement sur le New Technology Telescope. Dans le cadre de ce programme, j’ai également conduit une campagne d’observations de HMXBs en infrarouge proche, sur l’instrument ISAAC installé sur le VLT. Des données d’archives ont également été utilisées, en infrarouge moyen et en radio.
4.2.1 New Technology Telescope – instrument SofI
Le télescope NTT (New Technology Telescope, voir figure 4.1) est un télescope de type Ritchey- Chrétien, à monture azimutale, de 3.58 m de diamètre situé à l’observatoire de La Silla au Chili et appartenant à l’ESO (European Southern Observatory).
L’instrument SofI (Son of ISAAC ), monté sur le NTT, est un spectro-imageur opérant dans l’infra- rouge proche, entre 0.9 et 2.5 µm (Moorwood et al., 1998b). Son détecteur CCD, de 1024 × 1024 pixels, comporte un champ de vue de 4.′92×4.′92 et une résolution de 0.′′288/pixel. En mode imageur, nous avons
utilisé les filtres J (centré sur 1.247 µm avec une largeur de bande de 0.290 µm), H (1.653±0.149 µm) et Ks(2.162±0.138 µm). Le spectroscope permet de réaliser de la spectroscopie longue fente (avec trois
largeurs de fente disponibles : 0.′′6, 1′, 2′). Deux réseaux basse résolution (GRF et GBF sont disponibles
entre 0.95 et 2.52 µm) ainsi qu’un réseau moyenne résolution (R∼1400–2200, pour la fente de largeur 0.′′6) avec une dispersion comprise entre 3.44 et 4.63 Å/pixel, entre 1.5 et 2.3 µm.
4.2.2 Very Large Telescope – instruments FORS-2 et ISAAC
Le Very Large Telescope (VLT, voir figure 4.1) est un observatoire constitué de quatre télescopes de 8.2 m de diamètre de type Ritchey-Chrétien, situé à l’observatoire du Cerro Paranal au Chili, et régi par l’ESO.
L’instrument FORS2 est installé au foyer de l’unité 1 (nommé Antu) du VLT. Il s’agit d’un spectro- imageur opérant dans le domaine visible entre 330 et 1100 nm. La résolution standard est de 0.′′25/pixel
avec un champ de vue de 6.′8 × 6.′8. En mode imageur, plusieurs filtres large bande sont disponibles
(u, b, v, g, R, I, z). En mode spectroscopie longue fente, différentes fentes de largeur comprise entre 0.′′28
et 2.′′5 sont disponibles. Plusieurs réseaux couvrent la gamme de longueurs d’onde située entre 360 et 948
nm. La dispersion est de l’ordre de 0.4 Å/pixel et le pouvoir de résolution, calculé pour la fente de 1′′de
largeur, varie entre ∼1400 et 2500.
L’instrument ISAAC (Moorwood et al., 1998a), quant à lui, est installé au foyer de l’unité 3 (Melipal) du VLT. Il s’agit d’un spectro-imageur opérant dans le domaine infrarouge proche entre 1 et 5 µm. Il possède deux bras indépendant tous deux équipés d’un détecteur de 1024 × 1024 pixel. Le premier est utilisé pour les courtes longueurs d’onde (1–2.5 µm) alors que le second est principalement utilisé entre 3 et 5 µm. En mode imageur, le champ de vue est de 152′′
× 152′′jusqu’à 2.5 µm avec une résolution de
0.148′′/pixel, et de 73′′× 73′′entre 3 et 5 µm avec une résolution de 0.071′′/pixel. En mode spectroscopie,
deux réseaux basse résolution (R∼500 avec la fente de largeur 1′′) et un réseau moyenne résolution
4.2. Instruments utilisés et données d’archives 57
Figure4.1 – Gauche : le télescope NTT (au premier plan). Droite : les quatre télescopes du VLT.
4.2.3 Satellite Herschel – instrument PACS
Le satellite Herschel (voir figure 4.2), est un satellite européen, en activité entre mai 2009 et avril 2013. Avec son miroir de 3.5 m de diamètre, il s’agit du plus grand télescope infrarouge jamais envoyé dans l’es- pace. Il possède trois instruments détectant le rayonnement, de l’infrarouge lointain au submillimétrique (55–672 µm), refroidis à une température inférieure à 2 K grâce à sa réserve de3He liquide.
Au cours de ma thèse, j’ai utilisé l’instrument PACS (Photodetecting Array Camera and Spectrometer), spectro-imageur fonctionnant entre 60 et 210 µm (Poglitsch et al., 2008). Plus particulièrement, il a été utilisé en mode imageur, dans les trois filtres : bleu (entre 60 et 85 µm), vert (entre 85 et 125 µm) et rouge (entre 125 et 210 µm). Il est en réalité composé de deux détecteurs, l’un fonctionnant entre 60 et 125 µm, et composé de 32×64 pixels, et l’autre, fonctionnant de 125 à 210 µm et composé de 16×32 pixels. Les deux détecteurs couvrent un champ de vue est de 1.′75 × 3.′5. Sa sensibilité permet d’observer
des sources de quelques mJy en une heure d’intégration et sa résolution spatiale dépend de la vitesse de balayage (∼ 5.′′5 en bande bleue, ∼ 6.′′5 en bande verte et ∼ 10.′′5 en bande rouge).
Figure4.2 – Vue d’artiste du satellite Herschel.
4.2.4 Relevé United States Naval Observatory (USNO-B)
Il s’agit d’un relevé couvrant l’ensemble du ciel et répertoriant les positions, vitesses propres et ma- gnitudes de 1 042 618 261 objets célestes (Monet et al., 2003), en rayonnement visible (entre 350 et 900 nm). Ces données sont récoltées sur 7435 plaques photographiques issues des relevés astronomiques réalisés durant les soixante dernières années. La complétude de ce relevé est assurée jusqu’à la magnitude V =21. La précision astrométrique est de 0.′′2 (pour l’époque J2000) et la précision photométrique de 0.3
58 Chapitre 4. De l’intérêt d’une approche multi-longueurs d’onde et statistique
4.2.5 Relevé Two Micron All Sky Survey (2MASS)
Le relevé 2MASS (Skrutskie et al., 2006) a été réalisé entre 1997 et 2001 et couvre 99.98 % de la sphère céleste dans le domaine proche infrarouge (bandes J, H, Ks) entre 1.25 et 2.16 µm. Les observations ont
été conduites grâce à des télescopes de 1.3 m de diamètre situé au Mont Hopkins (Arizona) et au Cerro Tololo (Chili). Chaque point du ciel bénéficie d’une intégration de 7.8 s permettant une détection à au moins 10σ pour des sources ponctuelles de magnitudes limites 15.8, 15.1 et 14.3 en bandes J, H et Ks respectivement. L’incertitude photométrique à 1σ est inférieure à 0.03 magnitude et la précision
astrométrique est de 100 mas. Enfin la complétude de ce relevé est supérieure à 99% pour les sources détectées à au moins 10σ.
4.2.6 Relevés GLIMPSE et MIPSGAL
Les deux relevés que nous décrivons ici sont issus des observations du satellite de la NASA, Spitzer. Il s’agit d’un télescope de 85 cm de diamètre lancé en août 2003. Trois instruments scientifiques sont embarqués à son bord : la caméra IRAC (InfraRed Array Camera), le photomètre mutli-bandes MIPS (Multiband Infrared Photometer for Spitzer) et le spectrographe IRS (InfraRed Spectrometer), couvrant les longueurs d’onde de 3.6 à 160 µm.
Le relevé GLIMPSE (Galactic Legacy Infrared Midplane Survey Extraordinaire, Churchwell et al. 2009; Benjamin et al. 2003) consiste plus précisément en trois relevés du plan de la Galaxie distincts.
Dans un premier temps, GLIMPSE I couvre les longitudes 10◦
< |l| < 65◦ et les latitudes |b| < 1◦ avec
une résolution spatiale inférieure à 2′′, aux longueurs d’onde 3.6, 4.5, 5.8 et 8.0 µmgrâce à la caméra
IRAC. La sensibilité à 3σ permet de détecter des sources ponctuelles de magnitude limite 15.5, 15.0, 13.0 et 13.0 à 3.6, 4.5, 5.8 et 8.0 µm respectivement. Le second relevé, GLIMPSE II couvre les 20◦ centraux
du plan Galactique avec la même résolution et la même sensibilité que GLIMPSE I. Pour les longitudes 2◦
< |l| < 5◦, les observations couvrent une latitude b=±1.5◦ et 0◦
< |l| < 2◦, une latitude b=±2◦ afin
d’obtenir une meilleure couverture du noyau central de la Galaxie. Enfin, le relevé GLIMPSE 3D étend la couverture des deux premiers relevés jusqu’à une latitude de ±3◦ pour certaines longitudes et jusqu’à
une latitude de ±4◦ pour le centre Galactique (voir figure 4.3). Un catalogue de sources ponctuelles,
contenant les flux entre 3.6 et 8.0 µm a été constitué à l’issue de ces trois relevés. J’ai utilisé ce catalogue pour les études présentées dans la suite du manuscrit.
Figure4.3 – Région du ciel couverte par les trois relevés GLIMPSE superposée à une image du plan Galactique
obtenue avec l’instrument COBE/DIRBE à 4.9 µm. Les lignes en pointillés représentent les zones couvertes par GLIMPSE I et II. Les extensions en latitude représentent la couverture de GLIMPSE 3D. Figure extraite de Churchwell et al. (2009).
Le relevé MIPSGAL (Carey, 2008) utilise lui l’instrument MIPS et couvre le plan Galactique à 24 et 70 µm. Seules les données à 24 µm sont actuellement disponibles et ont été utilisées dans le cadre de ma thèse. La résolution des donnés atteint 6′′à 24 µm et la sensibilité est de 1 mJy à cette même longueur
4.2. Instruments utilisés et données d’archives 59
4.2.7 Satellite WISE
Le satellite WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) est un télescope spatial de la NASA (Wright et al., 2010), en activité entre décembre 2009 et février 2011, et observant le ciel en mode « relevé » en infrarouge, entre 3.4 et 22 µm. Il est composé d’un miroir de 40 cm de diamètre et d’un détecteur infrarouge couplé à quatre filtres de longueurs d’onde centrales 3.4, 4.6, 12 et 22 µm. La résolution spatiale est de ∼6′′à 3.4 et 4.6 µm et de 12′′à 12 et 22 µm. Son champ de vue est de 47′. Dans le plan Galactique,
la sensibilité à 5σ est de 0.08, 0.11, 1 et 6 mJy dans les quatre filtres respectifs. Les données ont été rendues disponibles à la communauté, ainsi qu’un catalogue de sources ponctuelles.
4.2.8 Relevé Southern Galactic Plane Survey
Le Southern Galactic Plane survey (SGPS) (McClure-Griffiths et al., 2005), rassemble des observations à 21 cm, dans le domaine radio, du plan de la Galaxie pour une longitude galactique l comprise entre 253◦ et 358◦ (avec maintenant une extension à 5◦ ≤ l ≤ 20◦) et une latitude galactique |b| ≤ 1◦.5. Ces
observations réalisées avec le réseau interférométrique australien ATCA (Australia Telescope Compact Array) et l’antenne unique du radiotéléscope Parkes, atteignent une résolution angulaire d’environ 2 minutes d’arc et une sensibilité rms de 1.6 K. En outre, la résolution spectrale atteint 0.8 km.s−1.
Deuxième partie
Distribution des HMXBs dans la Voie
Lactée
Introduction à la deuxième partie
Le nombre de HMXBs connues dans la Voie Lactée est aujourd’hui suffisamment important (∼ 90 HMXBs ont été confirmées par identification du type spectral, voir partie III) pour mener une étude sta- tistique de leur population. L’idée générale du travail que je détaille dans cette partie est de déterminer la distribution des HMXBs dans notre Galaxie, ce qui représente un enjeu majeur lorsque l’on s’intéresse à leur formation et à leur évolution. Il s’agira ensuite d’étudier s’il existe ou non une corrélation entre cette distribution et la distribution des complexes de formation stellaire de la Voie Lactée et enfin de voir si la position des HMXBs dans la Galaxie permet de contraindre leur évolution.Dans un premier temps, je détaille la méthode mise en œuvre pour déterminer la distance d’un échantillon de 46 HMXBs à partir de l’ajustement de leur distribution spectrale d’énergie par un modèle adéquat. J’insiste particulièrement sur l’évaluation des incertitudes inhérentes à mon approche et je compare finalement les résultats obtenus à ceux disponibles dans la littérature. A la fin de ce premier chapitre, je présente une nouvelle cartographie des HMXBs dans la Voie Lactée, issue de cette étude.
Les HMXBs sont des couples stellaires massifs, dont le temps de vie est a priori trop court pour qu’ils aient le temps de migrer loin de leur site de formation. Par conséquent, il semblerait que ces systèmes binaires soient de bons traceurs de la formation stellaire récente. Ainsi, dans un second temps, je démontre qu’il existe effectivement une corrélation entre la distribution des HMXBs et celles des complexes de formation stellaire. Nous verrons alors que les HMXBs et les complexes de formation stellaire sont réunis en amas de ∼ 0.3 ± 0.05 kpc, distants les uns des autres de ∼ 1.7 ± 0.3 kpc.
Enfin, en étudiant le décalage observé entre la position des HMXBs et celle des bras spiraux, j’explique comment il est possible d’apporter de nouvelles contraintes sur l’âge et la distance de migration de treize HMXBs présentes dans l’échantillon initial.
La conclusion de cette partie apporte finalement un certain nombre de perspectives à cette étude. Ce travail a fait l’objet d’un article paru dans The Astrophysical Journal et présenté en annexe, ainsi que de deux communications orales (au workshop « Evolution des binaires compactes », organisé par l’ESO et qui a eu lieu à Viña del Mar, au Chili, en mars 2011 et à la conférence INTEGRAL, ayant eu lieu à Paris en octobre 2012). Il a également fait l’objet d’un communiqué Internet de l’Agence Spatiale Européenne (ESA), et de faits marquants parus sur les sites Internet du CNES, du Service d’Astrophysique du CEA ainsi que de l’Université Paris Diderot.
Chapitre 5
Mesure des distances et cartographie
des HMXBs dans la Voie Lactée
Sommaire
5.1 Enjeux de la détermination des distances et distribution des HMXBs . . . 65