Quelques dizaines d’étoiles variables ont été détectées dans le visible dans M 22.
Principale-ment des étoiles RR Lyrae (p.ex. ClePrincipale-mentet 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 (Webbet al.2004), leur nature n’a donc pas pu être déterminée.
Andersonet 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◦54′35,8′′; J2000). Plusieurs éruptions
ont été détectées pour cet objet, probablement des éruptions de nova naine (Andersonet al.2003 ;
Bondet al.2005) et peut-être une super-éruption de nova naine de type SU UMa (voir discussion
dans Webbet al.2004). Une autre source présente des éruptions de ce type (CV2, 18h36m02,72s;
−23◦55′24,6′′ ; J2000, Pietrukowiczet 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.
6.2 Spectres VIMOS de contreparties de sources XMM-Newton
6.2.1 Contreparties des sources XMM-Newton
Webb et al.(2004) proposent 13 contreparties dans le visible pour 11 sources XMM-Newton
à partir d’observations avec le Télescope Anglo-Australien dans les bandes U, B et V. Ces
contre-parties ont été sélectionnées par leur couleur qui est plus bleue que celle des étoiles de la séquence
principale (plus chaudes), comme cela est attendu pour les variables cataclysmiques en particulier
(voir §2.6.3). De plus, la contrepartie probable de la source XMM-Newton 36 est CV1. Ces
contre-parties sont listées avec leur magnitude U et leur couleur U–V dans le Tableau 6.1. La source CV2
(Pietrukowiczet al.2005) n’était pas connue et elle ne fait donc pas partie de cette liste.
6.2.2 Observations et données
Les 14 contreparties possibles dans le visible ont été observées avec l’instrument VIMOS du
VLT (voir §3.5.2.1). Les pré-images ont été acquises le 14 avril 2004 (pointage 1 : 18h35m58,2s,
−23◦57′39,9′′, J2000) et le 16 mai 2004 (pointage 2 : 18h36m34,0s, −23◦57′39,9′′, J2000), avec
un filtre U pour 120 et 60 s respectivement (Figure 6.3a). Les 14 contreparties sont détectées dans
ces images. Des masques ont été créés pour chacun des quatre cadrants de VIMOS et pour les deux
TAB. 6.1– Contreparties possibles dans le visible des sources XMM-Newton en direction de M 22.
Les coordonnées (Ascension droite et Déclinaison en J2000) indiquées et les numéros de sources sont
ceux de Webbet al.(2004). Les magnitudes U et la couleur U–V sont indiquées, sauf pour la source
36 qui a été observée séparément, avec le filtre F606W du Télescope Spatial Hubble.
Src A.D. Dec. U U–V
VIMOS h m s ◦’ ”
5 18 36 08,1 −23 59 20,3 20,68±0,05 0,41±0,06
20 18 36 15,6 −23 51 02,4 17,53±0,02 −0,19±0,03
21 18 36 45,4 −23 51 58,4 21,15±0,05 −0,07±0,08
23 18 36 28,9 −23 56 25,9 20,27±0,05 0,45±0,07
32 18 36 19,0 −23 52 18,0 19,86±0,03 0,49±0,05
35 18 35 30,2 −23 54 33,0 21,55±0,06 0,70±0,07
36 (CV1) 18 36 24,7 −23 54 35,8 18.77 (V606)
371 18 36 38,7 −23 54 42,5 19,34±0,03 0,52±0,05
372 18 36 38,3 −23 54 49,3 20,01±0,03 0,59±0,05
391 18 36 25,4 −23 55 20,8 18,94±0,05 0,38±0,08
392 18 36 25,5 −23 55 13,7 19,06±0,03 0,27±0,08
44 18 36 18,5 −24 00 54,9 20,68±0,04 0,64±0,06
55 18 36 14,6 −23 55 35,2 19,92±0,04 0,42±0,07
78 18 35 44,5 −24 00 10,7 20,48±0,04 0,63±0,07
pointages. Chaque masque contient une vingtaine de fentes par cadrant de 1′′(4,88 pixels)
d’épais-seur et de 14′′(68 pixels) de long, qui ont été positionnées sur les sources dont on souhaite obtenir
un spectre (les 14 contreparties ainsi que d’autres sources choisies aléatoirement, Figure 6.3b).
Les données spectroscopiques ont été acquises en mode MOS (spectroscopie multi-objets) avec
les prismes de CarpenterLR_Red (rouge, 5500–9500 Å) et LR_Blue(bleu, 3700–6700 Å) et les
filtresOS_red et OS_bluerespectivement (voir exemple à la Figure 6.3c). Les spectres rouges et
bleus obtenus ont une résolution basse de 210 et 180 et une dispersion de 7,1 Å/pixel et 5,3 Å/pixel
respectivement. Les acquisitions ont été effectuées en trois nuits pour les deux différents pointages,
comme cela est indiqué dans le Tableau 6.2. Leseeingétait en général en dessous de 0,8′′, sauf la
dernière nuit ou il excède 1′′.
Des observations en plage de lumière uniforme permettent de corriger les variations de pixel à
pixel du CCD. Des observations avec une lampe à raies d’émission hélium-argon ont été effectuées
pour l’étalonnage des données en longueur d’onde (Figure 6.3d). Les sources standard LTT 1020,
NGC 7293 et Feige 110 ont été observées afin de permettre l’étalonnage en flux.
TAB. 6.2– Résumé des acquisitions VIMOS au VLT
Série Date Prisme Pointage nombre d’acquisitions (temps de pose)
1 9 juin 2004 rouge 1 1 (650 s), 1 (350 s), 4 (150 s), 1 (30 s)
2 22 juin 2004 bleu 1 4 (650 s)
3 22 juin 2004 bleu 2 4 (650 s)
6.2. SPECTRES VIMOS DE CONTREPARTIES DE SOURCES XMM-NEWTON 125
(a) (b) (c) (d)
FIG. 6.3– Images obtenues avec un cadrant de VIMOS au VLT. (a) pré-image du champ de vue d’un
cadrant (le cœur de l’amas globulaire est bien visible en haut à droite), (b) image avec le masque
contenant les fentes, (c) image avec prisme ou l’on voit les différents spectres, (d) image avec une
lampe à raies d’émission pour l’étalonnage en longueur d’onde.
6.2.3 Traitement et étalonnage des données
Le traitement des données a été effectué avec le programme VIPGI (voir §3.5.3). Pour chacun
des quatre cadrants et pour chaque série d’observation, j’ai d’abord préparé les données
d’étalon-nage : images moyennées des biais (bruit de lecture) et des plages de lumière uniforme. J’ai ensuite
estimé la distribution en longueur d’onde des spectres à partir des acquisitions avec la lampe à raies
d’émission. J’ai soustrait le biais des images brutes, que j’ai ensuite divisées par la plage de lumière
uniforme normalisée. Cette étape ne permet cependant pas de corriger les franges qui affectent les
spectres rouges pour des longueurs d’onde supérieures à 7 500 Å. La soustraction des noirs,
corres-pondant au bruit thermique du capteur, n’apporte pas d’amélioration et n’a donc pas été effectuée.
Tous les spectres correspondant aux différentes fentes sont ensuite alignés en longueur d’onde en
corrigeant les différentes distorsions. Cette image contenant tous les spectres alignés en longueur
d’onde est le produit principal pour la suite du traitement. VIPGI permet de plus de vérifier
l’éta-lonnage en longueur d’onde à partir des raies du ciel. La précision observée pour ces raies est de
l’ordre de 1 Å.
Le traitement avec VIPGI permet aussi de soustraire les raies du ciel, puis de séparer les
dif-férents spectres et de les extraire un par un par une méthode d’extraction optimale (Horne 1986).
Cependant, le nombre de sources dans chaque fente est trop important à cause de la densité d’étoiles
dans M 22 et il est nécessaire d’effectuer cette partie du traitement manuellement. Comme on peut
le voir à la Figure 6.4, les contributions des sources sont superposées et il est difficile de repérer
certaines sources, comme la source 36 (CV1) en plein cœur de M 22.
FIG. 6.4– Profil de l’intensité lumineuse dans la fente VIMOS de la source 36 (CV1). La région
autour de la source 36 est représentée, en pixels le long de la fente et en intensité lumineuse des
spectres projetés sur le capteur. Le profil de luminosité est ajusté par 4 gaussiennes superposées. La
contribution de la source 36 (CV1) est indiquée en rouge et la zone d’extraction choisie par des lignes
en pointillés.
J’ai donc utilisé IDL (voir §3.2.6) pour ces étapes. Pour chaque fente, j’ai estimé la contribution
du ciel en vue de la soustraire. Un spectre est caractérisé par sa série d’observation, un des 4
cadrants de VIMOS, le numéro de la fente et la position dans la fente de l’objet dont on souhaite
extraire le spectre. J’ai créé une procédure IDL qui, à partir de ces informations, localise le spectre
et effectue une extraction optimale du spectre en utilisant le paquet ♦♣ts♣❡❝❡①tr2 qui permet
d’effectuer une extraction de manière optimale (Horne 1986).
Les spectres d’étoiles standards extraits avec cette procédure permettent d’estimer et
d’enregis-trer la réponse du capteur pour les différentes séries d’observations et les différents cadrants. Ces
réponses enregistrées peuvent ensuite être appliquées par la procédure à n’importe quel spectre
ex-trait, afin d’obtenir un spectre étalonné en flux. Enfin, le rougissement des spectres est corrigé avec
la procédure❢♠❴✉♥r❡❞de l’Astrolib pour IDL (voir §3.2.6) en utilisant la valeur de rougissement
estimée pour M 22 (EB−V =0,38±0,02, Monacoet al.2004).
6.2. SPECTRES VIMOS DE CONTREPARTIES DE SOURCES XMM-NEWTON 127
TAB. 6.3– Spectres des contreparties possibles dans le visible des sources X en direction de M 22.
Src Nb spectres
VIMOS rouges bleus
5 7 4
20 7 8
21 7 –
23 7 4
32 11 8
35 – 4
36 7 4
371 – –
372 – –
391 – 4
392 7 8
44 7 4
55 7 4
78 – –
6.2.4 Spectres des contreparties possibles des sources X
J’ai localisé les contreparties possibles dans le visible des sources X (série, cadrant, fente et
position dans la fente) pour en extraire les différents spectres bleus et rouges acquis dans la série.
Le tableau 6.3 indique le nombre de spectres extraits pour les différentes sources visées. Certains
spectres n’ont pas pu être extraits car les fentes sont parfois mal alignées à cause de problèmes
tech-niques lors de l’insertion des masques (séries 3 et 4 en particulier). Les raies telluriques indiquées
correspondent à des raies dues à l’atmosphère.
Les spectres moyens bleu et rouge de CV1 sont présentés à la Figure 6.5. Il présentent des
raies de la série de Balmer en émission. Le spectre rouge moyen de la source 21 est présenté à la
figure 6.6. Une raie non identifiée est détectée vers 7 800 Å, malgré la perturbation due aux franges.
6.2.5 Analyse des spectres de CV1
Les profils des raies Hα et Hβ pour les différentes acquisitions de spectres sont présentés sur
la Figure 6.7. Elles présentent une forme en double pics et varient au cours du temps.
Pour chaque spectre séparément, nous avons soustrait le continu et effectué une corrélation
croisée des spectres autour de Hα afin de détecter les éventuels mouvements périodiques de la
binaire. L’ajustement a été effectué en supposant qu’il s’agissait de mouvements orbitaux de la
binaire, avec une orbite circulaire. Il semble qu’il y ait un décalage dans l’étalonnage en longueur
d’onde entre les spectres rouges et bleus. La précision de l’ordre de 1 Å se traduit ici par une
variation de 666 km s−1. En ajustant séparément les spectres rouges et bleus, nous trouvons une
amplitude similaire (115 km s−1), une période similaire (0,0506 jours ou 1,21 h) et un décalage de
FIG. 6.5– Spectres de CV1 avec VIMOS au VLT. Les spectres avec le filtre bleu (gauche) et rouge
(droite) sont représentés. Les spectres sont étalonnés en longueur d’onde et en flux et le rougissement
a été corrigé. Certaines raies sont indiquées avec des pointillés et leur longueur d’onde en Å.
FIG. 6.6– Spectres VIMOS de la source 21 avec le filtre rouge. Le spectre est étalonné en longueur
d’onde et en flux et le rougissement a été corrigé. Quelques raies sont indiquées avec des pointillés et
leur longueur d’onde en Å. Une raie non identifiée apparaît vers 7800Å.
FIG. 6.7 – Raies Hα (gauche) et Hβ (droite) de CV1 avec VIMOS. Les quatre observations sont
présentées avec un décalage arbitraire de flux entre chaque spectre.
Dans le document
Identification multi-longueurs d'onde des sources X faibles des amas globulaires
(Page 138-144)