3.2.1 Description de l’observatoire
XMM-Newton (X-ray Multi-Mirror, Jansen et al. 2001) est un satellite d’observation des rayons X permettant d’effectuer de l’imagerie et de la spectroscopie à haute résolution. Une illustration est présentée sur la Figure 3.1. XMM-Newton est une pierre angulaire du programme Horizon 2000 de l’Agence Spatiale Européenne (ESA). Le satellite pèse 3 800 kilogrammes et mesure 10 m de long, 16 m de large avec ses panneaux solaires déployés et 4 m de diamètre. Il fut lancé de la base de Kourou en Guyane française le 10 décembre 1999, par une fusée Ariane 5. Il est maintenant placé sur une orbite elliptique autour de la Terre, de période 48 h, allant de 7 000 à 114 000 kilomètres et inclinée de 40◦. Cette orbite permet à XMM-Newton d’évoluer loin des ceinture de radiation de la
Terre qui parasiteraient les observations X et elle permet des observations de relativement longue durée. La mission a été prolongée récemment jusqu’au 31 décembre 2012. Toutes les informations détaillées sur XMM-Newton sont disponibles dans un manuel complet (XMM-Newton SOC Team 2007) et je présente ici seulement un résumé.
XMM-Newton est constitué de 3 télescopes sensibles aux rayons X qui permettent d’atteindre une surface collectrice combinée de 4 300 cm2 à 1,5 keV. Chacun de ces télescopes est composé
de 58 coquilles de miroirs concentriques, imbriquées les unes dans les autres et dont la surface est recouverte d’or. Les miroirs sont de type Wolter I à incidence rasante (assemblage de surfaces paraboloïdes et hyperboloïdes, p.ex. Wolter 1971 ; Aschenbach 1985), qui permettent de focaliser les rayons X avec une distance focale de 7,5 m (Figure 3.2).
Les télescopes couvrent un intervalle d’énergies photoniques comprises entre 0,1 et 15 keV. Le champ de vue a un diamètre de 300 environ. La fonction d’étalement du point des miroirs a une
largeur à mi-hauteur de l’ordre de 5–600. La précision de pointage est d’environ 200 et les distorsions
sur le champ de vue inférieures à 100.
3.2.2 Instruments
3.2.2.1 EPIC : European Photon Imaging Cameras
Le plan focal principal est composé des 3 détecteurs EPIC (European Photon Imaging Ca- meras). Ces dispositifs sont des assemblages de détecteurs à couplage de charge (CCDs, Charge- Coupled Devices) qui utilisent deux technologies différentes : les semi-conducteurs métal-oxyde (MOS) et les photo-diodes ou jonctions PN. Deux caméras sont de type MOS (MOS1 et MOS2, Turner et al. 2001). Elles fonctionnent en parallèle avec les dispositifs RGS (Reflection Grating Spectrometer, voir §3.2.2.2 et Figure 3.2) et reçoivent donc la moitié du flux. La troisième caméra est de type PN (Strüder et al. 2001) et elle dispose de tout le flux transmis par le troisième miroir.
Différents filtres sont disponibles (thick, medium, thin) pour bloquer le flux de lumière dans les domaines infrarouge, visible et ultraviolet. Les détecteurs EPIC sont en effet également sen-
FIG. 3.2 – Schéma de principe des systèmes optiques de XMM-Newton.
sibles à cette lumière. Les modes d’utilisation (full frame, large window, small window and timing mode, ...) permettent de choisir différents champs de vue associés à différentes résolutions tempo- relles, en vue de maximiser la sensibilité de l’instrument pour les sources brillantes et d’éviter la saturation (pile-up).
Les MOS sont composés de 7 CCDs qui sont éclairés par devant et qui observent chacun une portion du ciel de 10,90×10,90. Chaque pixel couvre 1,100×1,100 du champ de vue. L’efficacité
quantique de ces détecteurs est particulièrement importante dans la bande d’énergie 0,2 − 10 keV. La résolution en temps d’arrivée des photons varie en fonction du mode d’acquisition entre 2,6 s (full frame mode) et 1,75 ms (timing mode).
Le PN est un assemblage de 12 CCDs qui sont éclairés par le dos et qui observent chacun une portion du ciel de 13,60×4,40. Chaque pixel a une taille correspondant à 4,100×4,100 du champ
de vue. La bande d’énergie pour laquelle l’efficacité quantique est importante est 0,1 − 12 keV et l’instrument est efficace jusqu’à 15 keV. Cet instrument a une résolution temporelle plus grande : 76 ms (full frame mode), 0,03 ms (timing mode) et 7 µs (burst mode).
Ces détecteurs sont sensibles à l’énergie des photons et permettent donc d’effectuer de la spec- troscopie non-dispersive. La résolution en énergie est d’environ 100 eV à 2 keV.
Le bruit de fond instrumental qui affecte ces détecteurs peut être divisé en deux composantes : le bruit des détecteurs qui est particulièrement fort en dessous de 200 eV et l’émission due à l’interaction de particules avec la structure qui devient importante au delà de quelques keV. Une partie de ce bruit est particulièrement variable et est attribuée aux protons mous (< 100 keV) qui peuvent provenir du Soleil par exemple. Une autre partie du bruit qui est plus stable est due aux particules très énergétiques (> 100 Mev).
3.2.2.2 RGS : Reflection Grating Spectrometer
En parallèle avec les deux MOS, deux grilles de réflexion envoient environ la moitié du flux de photons vers un autre plan focal (Figure 3.2). Ce flux est dispersé en énergie vers 9 détecteurs de type MOS (similaires aux CCDs MOS de EPIC) qui forment une ligne. Ce spectromètre dispersif permet d’atteindre des résolutions spectrales R ∼ 100 à 500 dans la bande d’énergie 0,33–2,5 keV (5–38Å). Une description plus détaillée peut être trouvée dans den Herder et al. (2001). Cet ins- trument ne permet pas l’observation de sources faibles et nombreuses comme celles des amas globulaires, car le flux n’est pas suffisant et les sources ne sont pas séparables.
3.2.2.3 OM : Optical Monitor
Le Moniteur Optique (Mason et al. 2001) est un télescope de type Ritchey-Chrétien amélioré avec un champ de vue de 1700×1700et permettant l’observation dans la bande de longueurs d’onde
180–600 nm. Le miroir primaire est une pièce de 30 cm de diamètre, ce qui permet de détecter des sources jusqu’à la magnitude B = 23,5 pour une étoile de type A lors d’une intégration de 1 000 s en lumière blanche (6σ). La largeur à mi-hauteur de la fonction d’étalement du point est de 1,4 à 200
selon le filtre utilisé et les pixels correspondent à une taille de 0,476500. Les filtres disponibles sont :
V, B, U, UVW1, UVM2 et UVW2, centrés à 543, 450, 344, 291, 231 et 212 nm, respectivement. Le Moniteur Optique est particulièrement utilisé pour ses capacités en ultraviolet. Deux prismes de Carpenter sont disponibles, dans le visible et dans l’ultraviolet, qui permettent d’obtenir des spectres avec une résolution spectrale de l’ordre de 250. Dans le mode d’acquisition rapide (fast mode), la résolution en temps est de 0,5 s.
3.2.3 Catalogue des sources XMM-Newton
Le centre de sondage du ciel avec XMM-Newton (SSC, Survey Science Center) effectue un traitement automatique des données XMM-Newton, ainsi qu’une détection de sources dans chaque champ de vue et une estimation de différents paramètres pour chaque source (flux, rapport de dureté, variabilité, ...). Ce travail a permis la publication d’un catalogue de sources XMM-Newton, le catalogue 2XMM (Watson et al. 2008). Il contient 191 870 sources sur une région du ciel de ∼360 deg2(∼ 1% du ciel). Ce catalogue est consultable en ligne1.
3.2.4 Utilisation du SAS pour le traitement de données
Des outils pour traiter, étalonner et analyser les données provenant de XMM-Newton ont été développés. Ils sont regroupés dans un logiciel, le SAS (Science Analysis System) fourni par le centre d’opération scientifique de XMM-Newton (SOC) et qui peut être téléchargé librement2. Les versions utilisées au cours du travail de thèse sont les versions 7.0 et 7.2. Les fichiers de
1http ://xmm.esac.esa.int/xsa 2http ://xmm.vilspa.esa.es/sas
données sont au format FITS (Flexible Image Transport System, Wells et al. 1981) et le SAS utilise largement les programmes de Ftools (voir §3.2.5).
Les outils du SAS permettent d’obtenir des listes d’évènements étalonnés en coordonnées spa- tiales, en temps d’arrivée et en énergie. De plus, plusieurs techniques de filtrage des données per- mettent d’éliminer une grande partie des évènements défectueux (bruit de fond, mauvais pixels, ...). A partir des données EPIC, il est possible de créer des images du champ de vue, ainsi que des spectres en énergie et des courbes de lumière des différentes sources. Les images permettent de procéder à la détection de sources. Pour chaque source, il est nécessaire de créer des fichiers de réponse instrumentale pour exploiter les spectres. Comme tous les systèmes optiques, une obser- vation avec XMM-Newton est affecté par un vignettage. Il est donc nécessaire d’estimer la carte d’exposition de chaque observation, car les régions éloignées de l’axe optique sont moins éclairées à cause de ce vignettage.
Les données du Moniteur Optique peuvent aussi être traitées par les outils du SAS. Des images étalonnées sont créées et permettent la détection de sources. Dans le mode d’acquisition rapide, le Moniteur Optique fonctionnent presque comme les caméras EPIC, en produisant des listes d’évè- nements pour le filtre choisi.
3.2.5 Outils : Ftools, Xanadu, PIMMS
Les données X ont été analysées en partie avec les outils de Ftools3(Blackburn 1995) et Xa-
nadu4. Xanadu regroupe des outils d’analyse adaptés à plusieurs missions X. En particulier, Xspec
(Arnaud 1996) permet l’analyse des spectres X générés par exemple par le SAS. Les outils de Xanadu/Xronos ont aussi été utilisés pour l’analyse temporelle de l’émission des sources X.
PIMMS5 (Portable, Interactive Multi-Mission Simulator Mukai 1993) permet de simuler des
observations de sources avec les différents instruments de haute énergie exploités actuellement. À partir d’un modèle d’émission, PIMMS estime le taux de comptage ou le flux attendu. WebPIMMS est une interface web donnant un accès rapide à PIMMS.
3.2.6 IDL : Interactive Data Language
De manière plus générale, des procédures écrites pour IDL6 (Interactive Data Language) per-
mettent l’analyse des données X et même de tout type de données astronomiques. IDL est un langage orienté vers l’analyse et la visualisation de données sous forme de tableaux. La biblio- thèque Astrolib7(Landsman 1993) est particulièrement adaptée à l’utilisation de fichiers FITS et
de données astronomiques. 3http ://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/software/ftools 4http ://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/software/lheasoft 5http ://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/software/tools/pimms.html 6http ://www.ittvis.com/idl 7http ://idlastro.gsfc.nasa.gov