Identification multi-longueurs d’onde des sources X faibles des amas globulaires

Les amas globulaires sont des laboratoires exceptionnels pour l’analyse de phénomènes physiques et dynamiques qui sont impossibles à reproduire dans d’autres environnements et a fortiori en laboratoire sur Terre. L’évolution dynamique de plusieurs centaines de milliers d’étoiles en interaction dépasse encore les capacités de calcul des ordinateurs les plus puissants. La densité extrême d’étoiles au cœur des amas globulaires rend possible les interactions proches à deux, trois ou quatre corps, qui peuvent conduire à la formation de systèmes d’étoiles binaires serrés, dont l’évolution complexe est encore peu connue. L’âge moyen des amas globulaires, comparable à l’âge de l’Univers, fait de ces structures stellaires des fossiles de la formation et de l’évolution des galaxies, qui sont les briques fondamentales de l’organisation de la matière dans l’Univers. Ainsi les amas globulaires ont un rôle particulier en cosmologie dans l’étude de la naissance de l’Univers.

Le grand âge des amas globulaires nous permet aussi de retracer l’évolution des étoiles ellesmêmes. Les étoiles ont des rythmes d’évolution variés en fonction de leur masse. Les moins massives rayonnent encore en brûlant leur hydrogène et les plus massives ont évolué rapidement pour aboutir à la formation d’étoiles à neutrons et de naines blanches qui peuplent encore en nombre le cœur de ces amas. La présence de ces nombreuses étoiles compactes localisées dans le cœur des amas globulaires permet par ailleurs l’étude des phénomènes radiatifs soumis à des forces de gravitation extrêmes, et nécessitant l’utilisation de la théorie de la relativité générale pour leur description.

Les amas globulaires possèdent un excès de sources X dont plusieurs centaines sont aujourd’hui détectées grâces aux observatoires XMM-Newton et Chandra. Treize de ces sources X sont brillantes ou transitoires et ont été identifiées comme des binaires X de faible masse contenant une étoile à neutrons. Les autres sources X sont plus faibles en luminosité et associées à des binaires X de faible masse en quiescence contenant une étoile à neutrons, des variables cataclysmiques (binaires contenant une naine blanche), des systèmes binaires d’étoiles à chromosphère active ou des pulsars milliseconde (étoiles à neutrons en rotation rapide après avoir été en binaire serrée). Cette population de binaires serrées semble être façonnée par les interactions dynamiques qui ont lieu au cœur des amas globulaires. Elles pourraient jouer un rôle important dans l’équilibre dynamique des amas et en particulier dans le retardement de leur effondrement inévitable, ce qui expliquerait l’apparente stabilité de ces amas malgré leur grand âge.

Les amas globulaires

Présentation générale

Définition
Un amas globulaire est un ensemble de plusieurs centaines de milliers d’étoiles (10⁵ à 10⁶ ) qui sont très fortement liées par la gravité. Les amas globulaires ont une forme sphérique et une densité d’étoiles extrême dans leur cœur. Ils se trouvent dans le halo de leur galaxie hôte et orbitent autour du centre galactique, croisant régulièrement le disque galactique (tous les ∼ 10⁸ ans en moyenne Odenkirchen et al. 1997). Par rapport aux amas ouverts situés dans le disque galactique, les amas globulaires sont beaucoup plus vieux (12,9±2,9×10⁹ années, Carretta et al. 2000, calculé sur un échantillon d’une dizaine d’amas) et possèdent beaucoup plus d’étoiles. On compte 153 amas globulaires qui orbitent autour du centre de la Voie Lactée et on estime que quelques dizaines sont encore inconnus, car masqués par le centre de la Galaxie (Bica et al. 2006). Des amas globulaires galactiques sont encore régulièrement découverts dans les sondages de plus en plus profonds du ciel (p.ex. Bonatto et al. 2007). Les galaxies plus grandes peuvent en avoir beaucoup plus, comme la galaxie d’Andromède (M31) qui en possède environ 500 (Barmby & Huchra 2001), ou la galaxie géante elliptique M 87 pour laquelle on en estime plus de 10 000 (Harris & Smith 1976). Par la suite on s’intéressera aux amas globulaires de notre Galaxie, qui sont beaucoup plus proches (∼ 2,2 kpc pour le plus proche confirmé – M 4 – et une distance médiane de ∼ 9,6 kpc, Harris 1996). Pour ces amas globulaires, on peut obtenir des images résolues dans de multiples domaines de longueurs d’onde, alors que les amas extragalactiques ne peuvent être traités que dans leur globalité.

Historique

Des nébuleuses dans le ciel

Certains amas globulaires sont visibles à l’œil nu dans le ciel nocturne, mais ils peuvent facilement être confondus avec des étoiles. C’est pour la première fois en 1665 que l’astronome amateur allemand Abraham Ihle fait référence à un amas globulaire comme un objet différent d’une étoile et atypique du ciel (en l’occurrence M 22, voir §6). Les optiques de cette époque ne permettaient pas de résoudre les étoiles qui composent ces amas et ils étaient catalogués comme des nébuleuses. Charles Messier a publié en 1771 un catalogue de nébuleuses visibles depuis l’Europe (Messier 1771, dernière mise à jour en 1787 avec 110 objets). Parmi ses découvertes, il a pu résoudre l’amas globulaire M 4 comme « un amas de très petites (faibles) étoiles ». Cependant, il n’a pas perçu leur nature réelle et a continué à les appeler « nébuleuses rondes ». On compte 29 amas globulaires dans le catalogue de Messier (Figure 1.1). Une vingtaine d’années plus tard, William Herschel était capable de résoudre tous les amas globulaires de Messier avec ses grands télescopes. Il utilise pour la première fois le nom d’« amas globulaire » dans son deuxième catalogue de 1789 (Herschel 1789).

Structure de la Voie Lactée

Au XIXe siècle, si la Terre n’est plus le centre de l’Univers depuis plusieurs siècles, le Soleil est par contre considéré comme le centre de la Galaxie et de l’Univers. De 1834 à 1838, John Herschel, qui continua les travaux de son père, cartographia le ciel austral. Il publia en 1864 son Catalogue Général avec 5 000 entrées (Herschel 1864), qui sera repris par la suite dans le Nouveau Catalogue Général (NGC, New General Catalogue, Dreyer 1888). Il remarqua alors que les amas globulaires sont situés préférentiellement dans une petite partie du ciel, centrée sur la constellation du Sagittaire. Il faut cependant attendre 1918 pour mettre définitivement le Soleil à sa modeste place. Harlow Shapley publia plus de 40 articles concernant les amas globulaires à partir de ses observations effectuées au Mont Wilson aux États-Unis. Il utilisa la relation période–luminosité des étoiles de type céphéides, mise en évidence par Henrietta Leavitt en 1912 (Leavitt & Pickering 1912), pour déterminer la distance des amas globulaires. En supposant une distribution sphérique des amas autour du Centre Galactique, il estime la position du centre de notre Galaxie (Shapley 1918). Même si les valeurs étaient surestimées (il s’agissait en fait de variables RR Lyrae qui ont une période plus courte que les céphéides), l’ordre de grandeur est toujours le même de nos jours (7,2±0,3 kpc entre le Soleil et le Centre Galactique, Bica et al. 2006, et non 20 kpc comme l’a présenté Shapley).

Le rapport de stage ou le pfe est un document d’analyse, de synthèse et d’évaluation de votre apprentissage, c’est pour cela chatpfe.com propose le téléchargement des modèles complet de projet de fin d’étude, rapport de stage, mémoire, pfe, thèse, pour connaître la méthodologie à avoir et savoir comment construire les parties d’un projet de fin d’étude.

Table des matières

Introduction
1 Les amas globulaires
1.1 Présentation générale
1.1.1 Définition
1.1.2 Historique
1.1.3 Caractéristiques
1.2 Évolution des amas globulaires
1.2.1 Formation
1.2.2 Évolution avant effondrement
1.2.3 Évolution après effondrement
1.2.4 Sources d’énergie centrales
1.3 Méthodes de simulation de l’évolution
2 Sources X dans les amas globulaires
2.1 Étoiles compactes
2.1.1 Naine blanche
2.1.2 Étoile à neutrons
2.1.3 Trou noir stellaire
2.2 Luminosité d’accrétion
2.3 Géométrie de Roche
2.4 Disque d’accrétion
2.5 Binaires X
2.5.1 Binaire X de faible masse accrétante
2.5.2 Binaire X de faible masse en quiescence
2.5.3 Binaires X de faible masse dans les amas globulaires
2.6 Variables cataclysmiques
2.6.1 Variabilité temporelle
2.6.2 Caractéristiques
2.6.3 Composantes de l’émission
2.6.4 Variables cataclysmiques dans les amas globulaires
2.7 Binaires actives
2.7.1 Classification
2.7.2 Éruptions de binaires actives
2.7.3 Binaires actives dans les amas globulaires
2.8 Pulsars milliseconde
2.8.1 Périodes des pulsars
2.8.2 Composantes de l’émission
2.8.3 Pulsars milliseconde dans les amas globulaires
2.9 Trous noirs dans les amas globulaires
2.10 Résumé des propriétés X
3 Instruments et observations multi-longueurs d’onde
3.1 Nécessité des observations multi-longueurs d’onde
3.2 XMM-Newton
3.2.1 Description de l’observatoire
3.2.2 Instruments
3.2.3 Catalogue des sources XMM-Newton
3.2.4 Utilisation du SAS pour le traitement de données
3.2.5 Outils : Ftools, Xanadu, PIMMS
3.2.6 IDL : Interactive Data Language
3.3 Chandra
3.3.1 Description de l’observatoire
3.3.2 Instruments
3.3.3 Traitement de données avec CIAO
3.3.4 ACIS Extract
3.4 Le Télescope Spatial Hubble
3.4.1 Description de l’observatoire
3.4.2 Instruments
3.4.3 Traitement de données
3.5 Spectroscopie au Very Large Telescope
3.5.1 Description de l’observatoire
3.5.2 Instruments
3.5.3 Traitement de données
3.6 Interférométrie avec le Giant Meterwave Radio Telescope
3.6.1 Description de l’observatoire
3.6.2 Interférométrie radio
3.6.3 Instrumentation
3.6.4 AIPS
4 Étude des sources X faibles de l’amas globulaire NGC 2808
Conclusion