6.5 Recherche de sources radio avec le GMRT
6.6.5 Sources radio dans le champ de vue
Les observations en radio avec le GMRT n’ont pas permis de détecter des sources dans le cœur de M 22. Les deux pulsars présents dans M 22 ont donc un flux inférieur au seuil de détection de nos observations GMRT. Freire et al. (2004) ont détecté un pulsar milliseconde dans NGC 1851 avec le GMRT. Les flux radio de cet objet sont de 5 mJy (325 MHz) et < 0,4 mJy (610 MHz). Si un tel pulsar se trouvait dans M 22, son flux serait de 72 mJy et < 5,7 mJy respectivement.
Cependant, nos observations à 235 MHz et 610 MHz ont une sensibilité limite de 120 mJy et 17,4 mJy respectivement (à 3σ, voir §6.5.2), ce qui ne permet pas de détecter un pulsar de même luminosité que celui de NGC 1851.
À partir des sources radio de différents catalogues, je trouve 2 sources radio éventuellement associées à des sources XMM-Newton. La première est la source PMN J1836–2406 (GMRT 1). La deuxième source n’est détectée que dans le catalogue NVSS (Condon et al. 1998) à 1,4 GHz. Ces sources pourraient être des sources d’arrière plan (noyaux actifs de galaxie) ou des pulsars liés à l’amas. Elles sont situées en dehors du rayon de demi-masse de l’amas (à 3–4 rh) donc, si
ces sources sont liées à l’amas, elles ont peut être été éjectées du cœur lors d’interactions avec des membres plus massifs de l’amas globulaire. Le cas de deux pulsars possibles dans NGC 6752 qui auraient été éjectés est discuté par Colpi et al. (2002, 2003). Cependant, le taux de rencontre est relativement faible dans M 22. Des interactions de ce genre seraient exceptionnelles et une nature extragalactique pour ces sources radio et X semble plus probable. La source PMN J1836–2406 est détectée dans de nombreux catalogues radio, ce qui permet de calculer un indice spectral de 1,24 (Tableau 6.6). Cet indice est compatible avec l’émission synchrotron provenant d’un noyau actif de galaxie (p.ex. Kaiser 2005).
6.7 Conclusions
J’ai présenté dans ce chapitre une étude multi-longueurs d’onde de l’amas globulaire M 22. Parmi les 39 sources du champ de vue de Chandra, 20 sources X sont détectées à l’intérieur ou a proximité du rayon de demi-masse de M 22. Environ 3 seraient des sources d’arrière-plan, donc 17 sources sont probablement liées à l’amas, auxquelles on peut probablement ajouter CV2 (source XMM-Newton 40).
Webb et al. (2004) a proposé une liste de contreparties dans le visible de sources XMM-Newton qui ont été observées avec l’instrument VIMOS au VLT. À partir des spectres dans le visible des principales sources observées, il ressort que la source CV1 (associée à la source Chandra 2) est bien une variable cataclysmique dont nous avons estimé la période à 0,05 jours ou 1,2 h. Des observations avec l’instrument FORS1 du VLT permettront d’affiner cette estimation pour CV1. Les spectres FORS1 permettent aussi de confirmer que CV2 est bien une variable cataclysmique, peut-être une polaire intermédiaire, qui est très probablement la contrepartie de la source XMM- Newton 40. Les données FORS1 permettront de déterminer les périodes, le type spectral de la secondaire, la masse des composantes du système et le taux d’accrétion. Ces données pourront peut être permettre d’expliquer le déficit d’éruptions de nova naine dans les amas globulaires.
Les données radio obtenues au GMRT n’ont pas permis de détecter de nouveaux pulsars mil- liseconde dans le cœur de M 22. Elles ne permettent pas de contraindre la population de pulsars milliseconde dans M 22, qui pourraient avoir une luminosité radio plus faible que la limite de détection.
Conclusions et Perspectives
Au cours de cette thèse, des sources X faibles ont été étudiées dans les amas globulaires NGC 2808, NGC 4372 et M 22 avec les observatoires XMM-Newton et Chandra. Ce travail de recherche de sources X participe à un effort collectif et international entrepris avec les observatoires XMM- Newton et Chandra sur les amas globulaires galactiques afin de comprendre l’évolution dynamique de ces amas. XMM-Newton et Chandra ont été utilisés pour observer 28 et 50 amas globulaires galactiques, respectivement, sur les ∼ 150 connus (voir Annexe B). Ce programme d’observation continue encore actuellement avec 19 amas globulaires dont l’observation est programmée.
Cette thèse montre les avantages respectifs et la complémentarité des observatoires XMM- Newton et Chandra. Chandra, avec une meilleure résolution, est mieux adapté aux amas denses d’étoiles (voir §4.3). D’un autre côté, les spectres en énergie obtenus avec XMM-Newton, dont la surface de collection est inégalée, sont d’une importance capitale pour comprendre la nature des sources X des amas globulaires (voir §4.2). Une étude X idéale d’un amas globulaire à ce jour doit donc utiliser ces deux observatoires : Chandra pour obtenir des coordonnées précises et déterminer des contreparties dans d’autres longueurs d’onde et XMM-Newton pour caractériser l’émission X des sources avec un modèle théorique (voir §4.4).
Cette thèse met l’accent sur l’étude multi-longueurs d’onde, afin de lever les ambiguïtés des caractéristiques X des sources faibles. Cette étude multi-longueurs d’onde a été faite notamment en recherchant des contreparties dans l’ultraviolet et en effectuant un suivi spectroscopique de contreparties dans le visible.
7.1 Principaux résultats
Les observations X ont permis de détecter 113, 10 et 39 sources en direction des amas globu- laires NGC 2808, NGC 4372 et M 22, respectivement. Parmi ces sources, je trouve que 16, 0 et 18 sources sont statistiquement liées à ces amas globulaires. Elles sont situées préférentiellement à l’intérieur du rayon de demi-masse des amas. Ces sources sont principalement des binaires ser- rées. Cette population élevée de binaires aurait un rôle important à jouer dans le ralentissement de
l’effondrement dynamique du cœur de ces amas globulaires.
Une binaire X de faible masse en quiescence contenant une étoile à neutrons a été détectée dans NGC 2808 et les observations indiquent qu’aucune source de ce type n’est présente dans M 22 et NGC 4372. Ces résultats sont en accord avec la correlation observée entre le nombre de binaires X de faible masse et le taux de rencontre dans le cœur des amas globulaires. Ces objets semblent donc créés par des interactions dynamiques plutôt que par l’évolution d’une binaire primordiale.
Pour lever l’ambiguïté des observations X et identifier les autres types de sources, j’ai uti- lisé des observations multi-longueurs d’onde dans les domaines ultraviolet (photométrie), visible (photométrie et spectroscopie) et radio (interférométrie). Pour NGC 2808, 8 candidats variable ca- taclysmique sont détectés en X (et au maximum 15) et ∼ 30 en ultraviolet. Parmi ces candidats deux sont détectés en X et en ultraviolet. L’absence de source radio au cœur de NGC 2808 indique que la population de pulsars milliseconde est plus réduite que pour l’amas 47 du Toucan.
Un déficit possible de sources X détectées dans NGC 2808, par rapport aux sources X attendues dynamiquement, semble indiquer que le taux de rencontre n’est pas le seul paramètre intervenant dans la production de toutes les sources X, même si celui-ci serait un paramètre dominant pour les amas denses (Pooley & Hut 2006). Ce déficit pourrait provenir d’un déficit de variables cata- clysmiques et d’un déficit de pulsars milliseconde par rapport au nombre attendu par formation dynamique. Les observations présentées dans cette thèse indiquent que la métallicité pourrait jouer un rôle non négligeable dans la formation et l’évolution des binaires serrées et pourrait influer sur le nombre de sources X observées dans les amas globulaires.
Un excès de variables cataclysmiques avec un champ magnétique intermédiaire et un faible taux d’accrétion (ce qui suggère un excès de polaires intermédiaires), ou encore des masses de naines blanches plus élevées, ont été proposés pour expliquer le déficit d’éruptions de nova naine dans les amas globulaires (voir §2.6.4). Nous avons mis en œuvre différentes méthodes pour tenter de vérifier la nature des variables cataclysmiques dans les amas globulaires :
– Les données X et ultraviolet pour NGC 2808 nous donnent les informations nécessaires pour déterminer la nature des variables cataclysmiques et estimer la fraction de polaires intermédiaires. Cependant, les erreurs statistiques sont encore trop larges pour confirmer ou contredire ces hypothèses.
– Les observations en spectroscopie dans le visible de CV1 et CV2 permettent d’estimer la période orbitale, le type spectral de la secondaire, la masse des composantes du système, le taux d’accrétion et la présence d’un champ magnétique important. Le type de variable cataclysmique pourra être déduit de ces observations.
Enfin, d’autres sources d’énergie centrales ont été proposées pour retarder l’effondrement de cœur des amas globulaires, comme la présence d’un trou noir de masse intermédiaire. Les obser- vations que je présente dans cette thèse permettent d’apporter une limite supérieure de quelques centaines de masses solaires si un tel objet se trouvait dans NGC 2808.