We obtained X-ray XMM-Newton observations of the open cluster Berkeley 87 and the massive star-forming region (SFR) ON 2. In addition, archival infrared Spitzer Space Telescope observations were used to study the morphology of ON 2, to uncover young stellar objects, and to investigate their relationship with the X-ray sources. It is likely that the SFR ON 2 and Berkeley 87 are at the same distance, 1.23 kpc, and hence are associated. The XMM-Newton observations detected X-rays from massive stars in Berkeley 87 as well as diffuse emission from the SFR ON 2. The two patches of diffuse X-ray emission are encompassed in the shell-like H II region GAL 75.84+0.40 in the northern part of ON 2 and in the ON 2S region in the southern part of ON 2. The diffuse emission from GAL 75.84+0.40 suffers an absorption column equivalent to AV ≈ 28 mag. Its spectrum can be fitted either with a thermal plasma model at T ≳ 30 MK or by an absorbed power-law model with γ ≈ −2.6. The X-ray luminosity of GAL 75.84+0.40 is LX ≈ 6 × 1031 erg s−1. The diffuse emission from ON 2S is adjacent to the ultra-compact H II (UCH II) region Cygnus 2N, but does not coincide with it or with any other known UCH II region. It has a luminosity of LX ≈ 4 × 1031 erg s−1. The spectrum can be fitted with an absorbed power-law model with γ ≈ −1.4. We adopt the view of Turner & Forbes that the SFR ON 2 is physically associated with the massive star cluster Berkeley 87 hosting the WO-type star WR 142. We discuss different explanations for the apparently diffuse X-ray emission in these SFRs. These include synchrotron radiation, invoked by the co-existence of strongly shocked stellar winds and turbulent magnetic fields in the star-forming complex, cluster wind emission, or an unresolved population of discrete sources.

Les observations XMM-Newton et Chandra en X de trois amas globulaires galactiques (NGC 2808, NGC 4372 et M 22) sont présentées et analysées. Elles sont complétées par des observations dans le visible, l'ultraviolet, l'infrarouge et le domaine radio afin d'identifier les sources X liées à ces amas globulaires. Les observations X ont permis de détecter 16 sources liées à NGC 2808 et 18 sources liées à M 22 qui sont principalement des binaires serrées. Cette population élevée de binaires aurait un rôle important à jouer dans le ralentissement de l'effondrement 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 aucune source de ce type n'est détectée dans M 22 et NGC 4372. Ces résultats sont en accord avec la corrélation déjà observée entre le nombre de ces objets et le taux de rencontre d'étoiles dans le cœur des amas globulaires. Un déficit possible de sources X dans NGC 2808 semble indiquer que le taux de rencontre n'est pas le seul paramètre intervenant dans la production des sources X et la métallicité de l'amas pourrait aussi avoir une influence. À partir des rapports X/UV et d'observations spectroscopiques, nous proposons différentes approches afin de résoudre le problème du déficit d'éruptions de variables cataclysmiques déjà observé dans les amas globulaires. Ces approches consistent à déterminer si les variables cataclysmiques des amas globulaires sont en majorité magnétiques ou si elles ont un taux d'accrétion faible. Enfin, les observations permettent d'apporter une limite supérieure d'environ 400 masses solaires si un trou noir de masse intermédiaire se trouvait dans NGC 2808.

Le satellite XMM-Newton est la seconde grande mission du plan Horizon 2000 de l'Agence Spatiale Européenne, et a pour but d'ouvrir plus largement la fenêtre des rayons-X afin d'explorer la population de sources de hautes énergies tant de la Galaxie que du ciel profond.<br /><br />Dans la première partie, je dresse un portrait de l'astronomie contemporaine dans les hautes énergies, puis je résume le contexte, notamment celui de l'observation des grandes structures et des Amas de Galaxies, ayant mené au développement d'un observatoire spatial tel qu'XMM-Newton. Une description de ses télescopes, aussi détaillée que nécessaire compte-tenu des études présentées par la suite, est faite dans la seconde partie.<br /><br />Je décris dans la troisième partie comment se sont déroulées les campagnes d'étalonnage au sol des instruments EPIC sur le banc de test synchrotron d'Orsay, ainsi que ma contribution à l'analyse des données subséquentes.<br /><br />Dans une quatrième partie, je confronte des résultats d'étalonnage à des données de vol, fais le bilan des méthodes d'analyse de ces données et présente une application de ces méthodes à l'observation d'Amas de Galaxies.<br /><br />Je conclus enfin quant aux perspectives en matière d'observations de sources étendues avec XMM-Newton ainsi qu'en matière d'instrumentation pour les hautes énergies en général et de techniques de traitement de données massives dont les Observatoires Virtuels pourront être demandeurs.

No description available.

Les amas globulaires contiennent deux classes de sources X se différenciant par leur luminosité. Tout d'abord, les sources X brillantes (Lx>10^36 ergs/s), qui sont des binaires X de faible masse identiques à celles contenues dans le disque galactique. La seconde classe regroupe les objets de luminosité X faible (LX<10^34.5 ergs/s). Elle est composée d‟objets de natures diverses, principalement des systèmes binaires où l'accrétion de matière sur l'un des deux composants (une étoile à neutrons, une naine blanche) est responsable de l'émission X observée. Déterminer la population de sources X des amas globulaires permet donc d'étudier les mécanismes de formation des systèmes binaires, lesquels jouent un rôle fondamental dans l'évolution des amas globulaires en assurant leur équilibre dynamique. Cette thèse est centrée sur l'étude des populations X de 4 amas globulaires observés avec les satellites XMM-Newton ou Chandra : Omega Cen, M13, M22 et NGC 6366. Notre échantillon nous a permis d‟étudier les populations de sources X faibles et de tester les scénarii de formation des binaires en fonction de divers paramètres comme la masse, la taille et la densité stellaire de l‟amas. Nous avons associé des sources X faibles à chaque amas (respectivement 30, 5, 2 et 1). Ces sources se trouvent dans le coeur des amas. Nous avons également détecté un excès significatif de sources dans les régions externes d‟Omega Cen. Nous avons enfin découvert une binaire X de faible masse avec une étoile à neutrons dans M13 (sa contrepartie a été recherchée dans les données du télescope spatial Hubble). Nous montrons que le nombre de binaires X de faible masse avec une étoile à neutrons contenues dans un amas est corrélé avec le taux de collision stellaire. Ceci pourrait indiquer que ces binaires sont formées par la capture gravitationnelle par une étoile à neutrons d‟un autre astre dans le coeur des amas. Nous avons également étudié les mécanismes de formation des autres catégories de binaires.