5.2 Observations avec XMM-Newton
5.3.2 Sources particulières dans le champ de vue
Comme les 10 sources détectées sont en dehors du rayon de demi-masse de NGC 4372, elles sont susceptibles d’être des sources d’arrière plan (noyaux actifs de galaxie), d’autant plus que le nombre attendu de ces sources est 15 ± 4. Certaines pourraient éventuellement être des sources d’avant plan, mais aucune contrepartie n’a été détectée afin de préciser leur nature.
Le paramètres des sources XMM-Newton 1 et 2 sont semblables et elles sont particulièrement molles. Cependant les données sont très dégradées pour les énergies supérieures à 2 keV et il est possible que leur spectre soit plus dur. Les sources sont situées à environ 120du centre de l’amas
et sont espacées de 20. Il est improbable qu’elles soient liées à l’amas NGC 4372 et, de plus, leur
luminosité serait alors de L0,5−10 keV=7 × 1033erg s−1ce qui est grand pour une source X faible
d’un amas globulaire. Ces sources sont probablement des noyaux actifs de galaxie.
La source XMM-Newton 4 paraît plus dure que la source R13 détectée précédemment avec ROSAT. En supposant une absorption constante, l’indice de loi de puissance de la source était de ∼ 2 pour ROSAT et environ 0,5 avec XMM-Newton. En supposant le même indice de loi de puissance, l’absorption aurait doublé. Ce genre de variation est possible pour de nombreux types de sources, mais il est plus probable que cette source soit un noyau actif de galaxie.
Les sources XMM-Newton 7 et 8 et ROSAT R10 ont varié entre les deux observations. Comme elles n’étaient pas détectées par ROSAT, les flux des sources 7 et 8 ont augmenté d’un facteur au moins 12 et 4, respectivement. La source R10 n’est pas détectée dans les données XMM-Newton, ce qui implique une variation en flux d’un facteur 2. Ce genre de fluctuation est possible pour des noyaux actifs de galaxie, en particulier.
5.4 Conclusions
J’ai présenté dans ce chapitre une observation XMM-Newton de l’amas globulaire NGC 4372. Aucune source n’est détectée à l’intérieur du rayon de demi-masse de l’amas (parmi les 10 sources du champ de vue). Ce résultat est compatible avec le nombre de sources attendues par formation dynamique au cœur de NGC 4372 (aucune binaire X de faible masse en quiescence et aucune variable cataclysmique plus lumineuse que la limite de détection).
Contreparties des sources XMM-Newton
dans l’amas globulaire M 22
FIG. 6.1 – Image de M 22 dans le visible. L’image est créée à partir d’observations avec les filtres R,
V et B. (N.A. Sharp, REU program, AURA, NOAO, NSF)
Ce chapitre présente des travaux qui seront l’objet de prochaines publications, ainsi que quelques travaux préliminaires.
6.1 M 22
L’amas globulaire M 22 est situé dans la constellation du Sagittaire, dans la direction du Centre Galactique. Par sa magnitude apparente, M 22 est le troisième amas globulaire le plus brillant du ciel, après Oméga du Centaure et 47 du Toucan (voir Tableau A.1). Il est cependant plus proche du Soleil (3,2 kpc) ; sa luminosité absolue est donc plus faible et il est moins massif que ces amas (Tableau A.1). Du fait de sa proximité et de la concentration moyenne de l’amas, le cœur de M 22 peut être résolu plus facilement.
M 22 a été la cible d’observations X avec les observatoires Einstein, ROSAT et XMM-Newton. Quatre sources ont été détectées avec Einstein dans la direction de M 22 (Hertz & Grindlay 1983). Avec l’instrument PSPC de ROSAT, 8 sources sont détectées (Johnston et al. 1994) dont deux cor- respondent à des sources Einstein. La source détectée en direction du cœur de M 22 (source ROSAT 4, Einstein B) semble associée à l’amas. Cette source montre une certaine variabilité entre les dif- férentes observations ROSAT (facteur 3, Johnston et al. 1994). L’observation avec XMM-Newton a conduit à la détection de 50 sources en direction de l’amas, dont 5 ± 3 sont statistiquement liées à l’amas (Webb et al. 2002a, 2004). La source centrale ROSAT 4 est résolue en deux sources, XMM-Newton 36 et 39. La Figure 6.2 présente la carte des sources XMM-Newton de M 22.
FIG. 6.2 – Carte de contours de l’observation XMM-Newton de M 22. Les cercles représentent le
rayon de cœur et le rayon de demi-masse. Les contours sont tracés pour 5, 7 et 14σ. (Webb et al. 2004)
Quelques dizaines d’étoiles variables ont été détectées dans le visible dans M 22. Principale- ment des étoiles RR Lyrae (p.ex. Clement et al. 2001), mais aussi des binaires à éclipse (Kaluzny & Thompson 2001) et une possible binaire compacte ayant une période de quelques heures (Pie- trukowicz & Kaluzny 2003). Ces étoiles variables ne se trouvent pas dans les cercles d’erreur des sources XMM-Newton (Webb et al. 2004), leur nature n’a donc pas pu être déterminée.
Anderson et al. (2003) ont détecté une étoile variable au cœur de M 22 située dans le cercle d’erreur de la source XMM-Newton 36 et dont les propriétés sont compatibles avec une variable ca- taclysmique qu’ils ont nommée CV1 (18h36m24,7s; −23◦54035,800; J2000). Plusieurs éruptions
ont été détectées pour cet objet, probablement des éruptions de nova naine (Anderson et al. 2003 ; Bond et al. 2005) et peut-être une super-éruption de nova naine de type SU UMa (voir discussion dans Webb et al. 2004). Une autre source présente des éruptions de ce type (CV2, 18h36m02,72s;
−23◦55024,600 ; J2000, Pietrukowicz et al. 2005). CV2 est de plus compatible avec la position de la source XMM-Newton 40 qui est située à 1,5 fois le rayon de demi-masse de M 22. Cette source est donc un candidat variable cataclysmique primordiale.
M 22 a aussi été observé en radio par le GBT (Green Bank Telescope) et deux pulsars mil- liseconde ont été détectés (page web de P. Freire1). Cette découverte n’est pas encore publiée et aucune coordonnée précise n’est disponible.