Spectroscopie

8.3 Conclusion . . . 129

Nous détaillerons dans ce chapitre et dans le suivant, la campagne d’observations menée afin d’iden- tifier les HMXBs découvertes par le satellite INTEGRAL. Celle-ci repose principalement sur des obser- vations en rayonnement infrarouge que je détaillerai après avoir mis en exergue l’intérêt d’une étude multi-longueurs d’onde, entamée lors de la découverte de l’objet et poursuivie jusqu’à son identification et sa caractérisation complète.

8.1

Démarche

La majorité des sources étudiées lors de cette campagne d’observation sont des objets préalablement découverts par le satellite INTEGRAL. Comme je l’ai mentionné en introduction à cette partie, les obser- vations en rayonnement X ne suffisent pas à contraindre précisément la nature et les processus physiques régissant ces sources. Tout au mieux, les propriétés à haute énergie telles que leur mode d’émission (source au flux persistant ou transitoire), leur niveau de quiescence ou d’activité, la présence d’une périodicité dans les sursauts à haute énergie (signature d’une potentielle période orbitale), la présence d’une pulsa- tion (signature de la période de spin d’une étoile à neutrons), leur position dans le diagramme de Corbet (voir section 2.4 de l’introduction) ou encore, le spectre à haute énergie1_{, permettent de discriminer}

entre les différentes classes d’objets émettant à ces énergies (AGNs, LMXBs, HMXBs, pulsars, variables cataclysmiques, etc).

En revanche, il est très difficile d’arriver à une caractérisation complète de l’objet sur la base de ces observations à haute énergie. Ainsi, dans le cas des HMXBs, distinguer le type spectral de l’étoile com- pagnon ou étudier l’environnement complexe entourant certains de ces systèmes binaires, est impossible avec les seules données X. En effet, le pic d’émission de l’étoile compagnon se situe entre l’ultraviolet et le visible alors que les composantes de poussière ou le rayonnement free-free d’un disque de décrétion, apportent un excès de flux dans le domaine infrarouge, à des énergies bien plus faibles que le rayonnement X. Il est alors crucial d’entamer des observations dans ces domaines du spectre électromagnétique.

Toutefois, localiser la contrepartie visible ou infrarouge à l’émission X découverte par INTEGRAL est un exercice quelque peu ardu. En effet, l’incertitude sur la localisation d’une source observée par INTE- GRAL, de l’ordre de la minute d’arc au minimum, est trop importante pour permettre une localisation

124 Chapitre 8. Stratégie observationnelle et traitement des données infrarouge claire de la source émettrice, particulièrement dans la plan Galactique, extrêmement fourni en étoiles. Cette problématique est illustrée figure 8.1 (figure du haut) dans le cas d’une HMXB sur laquelle nous reviendrons plus tard. Cet objet a ainsi été détecté pour la première fois par le satellite INTEGRAL aux coordonnées (R.A. = 10h₁₀m₀₇s_{8 ; Dec. = -56}◦₅₄′_46.′′_{4, équinoxe J2000) avec une incertitude de 2.2}

minutes d’arc (matérialisée par le cercle vert sur la figure 8.1). Nous voyons clairement que cette localisa- tion est insuffisante au vu du nombre d’étoiles présentes dans le cercle d’erreur (cercle vert). La solution consiste alors à observer le champ à plus faible énergie, dans le domaine des X mous (à des énergies situées entre 0.1 et 10 keV) avec les observatoires spatiaux XMM-Newton, Chandra ou Swift, dont la précision sur la localisation atteint la seconde d’arc. La figure 8.1 rend compte de la position de la HMXB, telle que détectée par le satellite Swift (cercle cyan) et par le satellite Chandra (cercle rouge). Ces observations permettent finalement une identification sans ambiguïté de la contrepartie.

Cette identification achevée, il est alors possible de déclencher des observations de la contrepartie, dans les domaines visible et infrarouge. Plusieurs techniques permettent ensuite d’établir une caractérisation précise de la nature et de l’environnement de la HMXB. Dans un premier temps, son flux dans un filtre donné est obtenu grâce à la photométrie. Celle-ci rend ainsi possible l’estimation de la variabilité photométrique de la source mais aussi la construction de la Distribution Spectrale d’Énergie (SED) en assemblant les flux observés dans plusieurs filtres, laissant ainsi entrevoir la répartition du flux en fonction de la longueur d’onde. L’ajustement de cette SED par un modèle adéquat nous renseigne finalement sur les paramètres physiques de la HMXB : extinction et distance tel que présenté dans la première partie de cette thèse mais aussi structure de l’environnement circumstellaire comme je le montre dans le chapitre suivant. Dans un second temps, la spectroscopie nous donne accès aux propriétés physiques et chimiques des objets par l’identification des raies spectrales en émission et en absorption et l’étude de leur largeur équivalente, leur flux, leur largeur à mi-hauteur, leur décalage en longueur d’onde, etc.

Nous présenterons, dans les sections suivantes, ces différentes techniques observationnelles ainsi que la stratégie de réduction des données associée à chacune d’entre elles.

8.2

Observations en rayonnement infrarouge

Les données utilisées dans le cadre de cette étude ont été acquises durant deux campagnes d’obser- vations menées par notre équipe du 07 au 09 mars 2008 et du 27 au 29 mars 2010 sur l’instrument SofI installé sur le New Technology Telescope (NTT) de l’observatoire de La Silla (voir section 4.2.1 de l’intro- duction). Ces observations ont été accomplies selon les programmes ESO n◦_{080.D-0864(A) et 084.D-0535,}

en mode visiteur. Par ailleurs, dans la continuité de ce programme d’identification et de caractérisation de l’environnement des HMXBs découvertes par INTEGRAL, j’ai préparé et conduit, au mois de juillet 2012, une campagne d’observations d’une soixantaine de candidates HMXBs, sur l’instrument infrarouge ISAAC installé sur le Very Large Telescope de l’Observatoire du Cerro Paranal. Les observations pho- tométriques et spectroscopiques des deux premières campagnes (2008 et 2010) sont présentées dans les sections suivantes (en ce qui concerne l’aspect technique) et dans les chapitres 9 et 10 (en ce qui concerne la caractérisation des HMXBs observées).

8.2.1 Spécificités des observations infrarouges

Observer le ciel en infrarouge (proche) s’avère bien plus complexe qu’en lumière visible, en cela que le fond de ciel émet à un niveau de flux bien plus élevé et avec une forte variabilité. Ainsi, l’atmosphère terrestre rayonne comme un corps noir de l’ordre de 280 K et génère d’intenses raies d’absorption et d’émission entre 1 et 2.5 µm.

En deçà de 2.3 µm, le fond de ciel est dominé par les émissions non-thermiques : raies d’émission des molécules de dioxygène et des radicaux OH, variables sur l’échelle de quelques minutes et créées par la réaction des atomes d’hydrogène avec les molécules d’ozone à environ 90 km d’altitude (voir figure 8.2). Au-delà de 2.3 µm, le bruit de fond est dominé par l’émission thermique des instruments et du ciel et peut varier à l’échelle de la minute. Finalement, notons la présence, entre 1 et 2.5 µm, d’un nombre

8.2. Observations en rayonnement infrarouge 125

Figure8.1 – Figure du haut : Région autour de la HMXB IGR J10101-5654 observée en infrarouge proche (bande

Ks) avec l’instrument SofI installé sur le télescope NTT de l’observatoire de La Silla. Le cercle vert correspond

au cercle d’erreur INTEGRAL (2.′_{2), le cercle cyan, au cercle d’erreur Swift (4.}′′_{3), et le cercle rouge, au cercle}

126 Chapitre 8. Stratégie observationnelle et traitement des données infrarouge

Figure8.2 – Émission du ciel entre 1.0 et 2.5 µm établie pour l’Observatoire du Cerro Pachon pour une masse

d’air de 1.5 et une colonne de vapeur d’eau de 2.3 mm. Cette émission prend en compte l’émission d’un corps noir à 280 K, les raies d’émission du OH, les raies du dioxygène ainsi que l’émission de la lumière zodiacale modélisée par un corps gris à la température de 5800 K. Figure réalisée à partir des données de l’Observatoire Gemini.

important de raies d’absorption principalement dues à la vapeur d’eau et au dioxyde de carbone présents dans l’atmosphère terrestre. Ces raies varient avec le temps (sur l’échelle de la dizaine de minutes) et dépendent fortement de la masse d’air2_.

L’ensemble de ces difficultés a mené à la mise en place de stratégies d’observation bien différentes de celles utilisées lorsque l’on observe en rayonnement visible. Elles sont détaillées ci-après, dans les cas de la photométrie et de la spectroscopie.

8.2.2 Photométrie

La photométrie consiste à acquérir une image du champ souhaité et ensuite à déterminer le flux intrinsèque des objets d’intérêt scientifique présents dans ce champ. Toutefois, les images brutes obtenues par les détecteurs sont entachés d’imperfections qualifiées de signature instrumentale, qu’il s’agit de corriger avant toute analyse. Nous les détaillons ici selon la procédure décrite dans le manuel d’utilisation de l’instrument SofI fourni par l’ESO3_.

La première étape consiste à masquer les pixels défectueux. En effet, le détecteur possède un certain nombres de pixels « morts », de pixels « chauds » ou encore de pixels « bruités », tous caractérisés par une réponse incorrecte lorsqu’ils sont soumis à une lumière uniforme sur l’ensemble du capteur. Ces pixels ont été identifiés en amont et des masques sont mis à disposition par l’ESO. Ainsi, en appliquant ces masques aux données brutes, les pixels défectueux sont affectés d’une valeur se situant hors de l’intervalle des valeurs correctes que peuvent prendre les pixels et seront donc ignorés dans la suite de l’analyse.

L’étape suivante consiste à soustraire le courant d’obscurité (dark en anglais) qui correspond à un flux additionnel, provenant de l’agitation thermique des porteurs de charges du détecteur, et délivré en l’absence de toute puissance lumineuse. Ce courant d’obscurité est caractérisé en intégrant, pendant le même temps que l’image scientifique à corriger, dans l’obscurité, capteur obstrué. L’électronique du

2. La masse d’air (ou airmass en anglais) correspond à la quantité d’atmosphère traversée par la lumière avant d’atteindre le télescope. Elle est définie par l’inverse du cosinus de l’angle α entre la direction de la source et le zénith. Par conséquent, la masse d’air est toujours supérieure ou égale à 1 (une masse d’air de 1 correspond au cas idéal d’une observation au zénith).

8.2. Observations en rayonnement infrarouge 127 détecteur délivre une autre source de bruit : le courant de précharge (bias en anglais) qui correspond au signal appliqué au détecteur avant l’exposition, sur une pose de zéro seconde. Il est évalué en obtenant une image avec un temps de pose très court. La contribution de ces deux signaux (courant d’obscurité et courant de précharge) est additive et il faut donc les soustraire du signal scientifique brut.

Enfin, il faut tenir compte des différences de sensibilité entre les pixels, du vignettage ou encore de la présence de poussières sur le détecteur. Pour caractériser ces défauts, la procédure consiste à soumettre le détecteur à une lumière uniforme. Généralement, ceci est réalisé en observant le dôme du télescope éclairé par une lumière blanche (« dome flat ») ou bien en observant le ciel crépusculaire (« twilight flat »). Ces défauts sont finalement éliminés, en divisant les données d’intérêt scientifique par cette plage de lumière uniforme4_{, elle-même corrigée des courant d’obscurité et de précharge et normalisée à l’unité.}

L’équation 8.1 résume la procédure suivie jusqu’alors.

image corrigée =image brute − dark − bias

flatfield − dark − bias (8.1)

D’autre part, en infrarouge, il arrive fréquemment que les objets d’intérêt scientifique soient bien moins lumineux que l’émission du ciel. Dans ces conditions, la procédure utilisée consiste à observer la source et par conséquent, l’émission du ciel associée, et de lui soustraire ensuite une estimation de l’émission du ciel. Cependant, l’émission du ciel étant variable, il faut donc répéter cette procédure fréquemment au cours d’une observation afin d’obtenir l’estimation de l’émission du ciel la plus précise possible. Idéalement, elle devrait être répétée avec une fréquence plus élevée que la fréquence caractéristique des variations de l’émission du ciel (de l’ordre de la minute). Suivant la densité d’objets dans le champ et la taille angulaire des objets observés, l’estimation du ciel se fait en décalant plus ou moins le pointage du télescope de telle manière à modifier la position des objets dans le champ.

En pratique, deux stratégies sont envisageables à ce stade :

– créer une seule estimation de l’émission du ciel, médiane de l’ensemble de ces estimations5 _{et la}

soustraire ensuite à chacune des images contenant la source étudiée ;

– soustraire à chaque image contenant la source, la médiane de l’image (ou des deux images) sui- vante(s) et de l’image (ou des deux images) précédentes.

La dernière étape consiste enfin à aligner l’ensemble des images réalisées et finalement à les combiner afin d’améliorer le rapport signal à bruit.

8.2.3 Astrométrie

Les images ainsi traitées ne possèdent pas encore d’information astrométrique : les pixels composant l’image ne sont pas encore associés à une coordonnée équatoriale sur le ciel. Afin d’identifier la position de la contrepartie infrarouge de la HMXB dans les données, il est donc nécessaire d’apporter cette information supplémentaire. Pour cela, l’idée consiste à comparer la position d’étoiles cataloguées dans les bases de données USNO (pour les observations en lumière visible) et 2MASS (pour les observations en infrarouge) à leurs positions dans nos données puis de corriger les images grâce à la solution astrométrique obtenue. Ce processus peut être réalisé facilement grâce au logiciel Gaia, inclus dans la distribution Scisoft, développée par l’ESO6_{et mène à une erreur sur les positions de l’orde de 0.}′′_6.

8.2.4 Estimation du flux

La contrepartie ainsi identifiée, il devient possible d’estimer son flux précisément. Deux solutions s’offrent alors à nous.

Si le champ observé est dégagé, c’est-à-dire que les sources sont suffisamment distantes les unes des autres,

4. Obtenue par calcul de la médiane d’un ensemble de plages de lumière uniforme et nommée « flatfield » dans l’équation 8.1.

5. Puisque les objets ne sont pas exactement à la même place dans le champ suite au décalage du pointage du télescope, la médiane de l’ensemble des images permet une estimation correcte de l’émission du ciel.

128 Chapitre 8. Stratégie observationnelle et traitement des données infrarouge il est possible d’utiliser la photométrie d’ouverture qui consiste à estimer le flux présent sur une ouverture circulaire donnée dont la taille est fixée, pour les sources ponctuelles, suivant la largeur à mi-hauteur de la fonction d’étalement du point (Point Spread Function, PSF en anglais). Cependant, il faut soustraire à ce flux total, le flux provenant du fond de ciel, après l’avoir estimé dans un anneau circulaire entourant la source (et non contaminée par son émission). Le flux de la source est alors le flux total dans l’ouverture centrale auquel il faut soustraire le flux de l’émission du ciel contenue dans l’anneau et normalisée à la surface de l’ouverture circulaire centrale. Finalement, une correction d’ouverture est appliquée à cette mesure pour tenir compte du fait que l’ouverture considérée ne couvre pas l’ensemble de la PSF. Celle ci est déterminée en intégrant le profil à une dimension de la PSF et en normalisant cette valeur à l’unité pour un rayon infini.

Lorsque la densité d’étoiles dans le champ est grande, le champ est alors dit bondé, on utilise l’ajustement de PSF qui s’avère bien plus précis. Cette méthode consiste à estimer la PSF de l’instrument grâce à plusieurs étoiles brillantes du champ et d’appliquer ensuite ce modèle de PSF aux objets ponctuels d’intérêt scientifique en ajustant le niveau d’émission du fond, la position centrale de la source et son flux.

Les deux approches détaillées ci-dessous mènent au flux instrumental qu’il faut encore convertir en flux physique. Cet étalonnage est réalisé grâce à l’observation de sources de référence pour lesquelles le flux est extrait suivant les mêmes procédures. Ces étoiles de référence, dont le flux physique est constant et connu précisément, sont répertoriées dans plusieurs catalogues (voir par exemple Persson et al. 1998), et sont observées dans les mêmes conditions de masse d’air et de turbulence (seeing7_{) que l’observation}

scientifique. Les magnitudes apparentes MJ, MH et MK de la contrepartie, respectivement dans les

bandes J, H et K8_{, sont finalement données par le système :}

MJ= mJ+ ZJ− extJ× αJ+ kJ× (J − H) (8.2)

MH= mH+ ZH− extH× αH+ kH× (H − K) (8.3)

MKs= mKs+ ZKs− extKs× αKs+ kKs× (H − Ks) (8.4)

avec Mλ, la magnitude apparente dans la bande centrée sur la longueur d’onde λ, mλ; la magnitude

instrumentale dans cette bande, αλ la masse d’air, (J − H) et (H − K), les couleurs de l’étoile de

référence. Enfin, Zλ, le point zéro, extλ, l’extinction et kλ, le terme de couleur, sont les trois inconnues,

dont les valeurs sont données par la résolution de ce système, à partir de l’observation d’au moins trois étoiles de référence.

8.2.5 Spectroscopie

La spectroscopie nous permet ensuite de contraindre le type spectral de l’étoile compagnon de la HMXB mais aussi d’étudier plus précisément les processus physiques régissant ces systèmes binaires, à partir de l’étude des propriétés des raies d’absorption ou d’émission. La procédure de réduction des données reprend les grandes étapes du traitement des données photométriques abordées précédemment, à quelques subtilités près que nous abordons ici.

Les données spectroscopiques sont altérées par les mêmes défauts liés au détecteur que les données photométriques. La démarche initiale de traitement des données ressemble ainsi fortement à celle détaillée dans la section 8.2.2. En particulier, la soustraction de l’émission du fond de ciel est tout aussi cruciale. Celle-ci est réalisée grâce à plusieurs acquisitions, obtenues en déplaçant le pointage du télescope de quelques secondes d’arc, et qui sont finalement soustraites les unes aux autres afin d’obtenir un spectre dénué de l’émission du fond de ciel.

7. Le seeing correspond à la qualité d’une image astronomique. Il est défini par la taille de la PSF qui varie à cause de la turbulence atmosphérique.

8.3. Conclusion 129 Lorsque ces corrections ont été réalisées, le spectre à deux dimensions, tel qu’obtenu sur le détecteur de l’instrument, peut être extrait selon l’axe de dispersion. Cependant, les spectres obtenus avec l’instrument SofI ne sont jamais totalement « droits », principalement à cause des distorsions induites par le système optique. Il faut donc au préalable, corriger cet effet en estimant la position centrale du profil du spectre, sur l’ensemble de l’axe de dispersion.

A l’issue de cette extraction, le spectre doit être étalonné en longueurs d’onde. Pour cela, la lumière issue d’une lampe d’étalonnage au Néon et au Xénon est observée avec le même instrument et la même ré- solution. Ce spectre est extrait suivant la méthode expliquée ci-dessus. Nous pouvons finalement attribuer à chacune des raies du Néon et du Xénon sa longueur d’onde, observée en laboratoire. Cette opération permet de déterminer la solution de dispersion qui attribue à chaque pixel une longueur d’onde.

Une étape importante reste à entreprendre. En effet, le spectre ainsi réduit est contaminé par les raies d’absorption de l’atmosphère terrestre (dénommées raies telluriques). Pour éliminer ces contaminations, nous devons diviser le spectre obtenu par le spectre d’une étoile de référence, acquis dans les mêmes conditions de masse d’air et de seeing et réduit selon la même procédure. Puisque leur spectre infrarouge présente très peu de raies (à l’exception de la série Brackett de l’hydrogène), les étoiles naines de type spectral A sont de bonnes étoiles de référence. Par ailleurs, les spectres d’étoiles de type G2 (type solaire) sont également obtenus. En les divisant par un spectre solaire (dénué de raies telluriques), nous obtenons ainsi une bonne estimation de l’absorption tellurique présente à la même longueur d’onde que la raie Brγ de l’hydrogène. Cette estimation est alors utilisée pour remplacer cette partie du spectre dans le spectre de l’étoile A. Nous obtenons ainsi une estimation très correcte des raies telluriques. Finalement, le spectre de l’objet scientifique est divisé par cette estimation pour obtenir le spectre de l’objet dépourvu des contaminations telluriques. Le spectre est enfin prêt à être étudié.

8.3

Conclusion

Nous avons présenté dans ce chapitre les différentes procédures d’observations photométriques et spectroscopiques utilisées dans le cadre de l’identification et de la caractérisation des HMXBs. Ces sources, situées en majorité dans le plan de la Galaxie, sont souvent fortement obscurcies et donc très difficilement observables en rayonnement visible. Les observations en infrarouge proche trouvent donc ici tout leur intérêt en ce sens qu’à ces longueurs d’onde, le rayonnement est nettement diffusé par la poussière présente sur la ligne de visée. Toutefois, l’observation du rayonnement infrarouge s’avère plus complexe que l’observations du rayonnement visible. En effet, l’émission du ciel y est bien plus importante et s’en