Soutenance mémoire
Les systèmes binaires X de faibles masse (LMXB)
Formation et propriétés observationnelles des systèmes binaires X
Deux scénarios pour la formation des systèmes binaires X
Un système binaire X contient un objet compact – une étoile à neutrons ou un trou noir de masse stellaire – qui accrète de la matière d’une étoile compagnon. Les systèmes binaires X sont les sources X les plus brillantes observées dans le ciel. Ils ont été les premiers objets découverts par l’astronomie X. Sco-X1, la première source X non solaire découverte en 1962 (Giacconi et al., 1962) est classifiée en 1966 dans la catégorie des systèmes binaires X (Gursky et al., 1966; Shklovsky, 1967). Deux scénarios permettent d’expliquer la formation des systèmes binaires X (Verbunt & van den Heuvel, 1995; Tauris & van den Heuvel, 2003). Dans le premier scénario, le système binaire X constitue un stade de l’évolution d’un système binaire d’étoiles. Si l’étoile la plus massive du système (le donneur) évolue jusqu’à remplir son lobe de Roche, un transfert de matière s’initie à travers le point de Lagrange L1 vers l’étoile la moins massive (l’accréteur). Ce transfert s’opère jusqu’à ce que le donneur ait perdu toute son enveloppe d’hydrogène (environ 70% de sa masse) et ne remplisse plus le lobe de Roche. Une fois la couche d’hydrogène perdue, le donneur s’effondre et explose en supernova s’il est suffisamment massif. La masse critique se situe autour de 2.8 M⊙ pour une étoile constituée d’hélium (Tauris & van den Heuvel, 2003). L’objet compact du système binaire X est ainsi formé et sa nature – étoile à neutrons ou trou noir – dépend de la masse du progéniteur. Il est communément admis qu’une étoile de masse inférieure à ∼ 3 M⊙ s’effondre en étoile à neutrons tandis que les étoiles plus massives s’effondrent en trous noirs. Dans le second scénario, une étoile isolée massive évolue jusqu’à devenir une étoile à neutrons ou un trou noir. Ici encore, la nature de l’objet compact dépend de la masse du progéniteur. Ensuite, si la trajectoire d’une étoile rencontre celle de l’objet compact, les deux corps se lient gravitationnellement et forment un système binaire (Verbunt, 1988). Ce scénario nécessite un taux de rencontre élevé pour être efficace. Il est donc privilégié pour la production des systèmes binaires X dans les amas globulaires.
Les systèmes binaires X se répartissent en deux classes (Bradt & McClintock, 1983): les systèmes binaires X de faible masse ( Low Mass X Ray Binary, LMXB) et les systèmes binaires X de forte masse ( High Mass X Ray Binary, HMXB). Dans les systèmes binaires X de faible masse, l’étoile compagnon remplie son lobe de Roche et l’accrétion se fait par l’intermédiaire d’un disque. La masse de l’étoile compagnon est généralement inférieure à 1M⊙. Pour identifier la nature de l’étoile compagnon, on utilise les données spectrales provenant d’observations en optique (White et al., 1995) : si le type spectral est plus tardif que le type A, alors le système est de faible masse. Dans ma thèse, j’ai étudié les systèmes binaires X de faible masse.
Les paramètres physiques d’un système binaire X
Un système binaire X est décrit par des paramètres physiques (Tauris & van den Heuvel, 2003). Les plus importants sont :
– la nature et la masse de l’objet compact
– dans le cas d’une étoile à neutrons, la force et la géométrie du champ magnétique B
– la géométrie du flot d’accrétion (disque ou sphère)
– le taux d’accrétion .
La combinaison de ces paramètres détermine la physique de ces systèmes. Par exemple, dans le cas d’un trou noir, l’émission X provient d’un disque d’accrétion chaud autour de l’objet compact. Si l’objet compact est une étoile à neutrons fortement magnétisée, la matière est canalisée par les lignes de champs vers les pôles magnétiques et l’émission X est générée par la calotte polaire. Si le champ magnétique est plus faible, le rayonnement X est émis par les régions internes du disques d’accrétion. Les sources que j’ai étudiées au cours de ma thèse contiennent une étoile à neutrons faiblement magnétisée (< 10¹⁰ G), l’accrétion se fait par l’intermédiaire d’un disque et l’émission X provient principalement des régions internes du disque d’accrétion.
Disque d’accrétion
Supposons maintenant que le compagnon dans notre système binaire remplisse son lobe de Roche. La surface de l’étoile est alors en contact avec le point de Lagrange L1. Cette position d’équilibre étant instable dans la direction parallèle à l’axe M1 – M2, de la matière peut s’échapper par ce point et tomber dans le lobe de Roche de l’objet compact. Cette matière est injectée avec un moment cinétique non nul du fait de la rotation du système. Par conséquent, la matière ne chute pas directement sur l’objet compact mais tombe en décrivant une spirale. Un disque d’accrétion se forme alors. Dans ce disque, la matière perd son énergie cinétique par dissipation visqueuse. On peut montrer qu’environ la moitié de la luminosité d’accrétion est rayonnée du fait de la viscosité (Frank et al., 2002). Les disques d’accrétion sont donc très efficaces pour convertir l’énergie potentielle gravitationnelle en rayonnement.
Sursauts X de type I
La matière accrétée finit sa chute sur l’objet compact. Cette matière provient des couches externes de l’étoile compagnon et est composée majoritairement d’hydrogène et d’hélium. Dans le cas d’une étoile à neutrons, la matière s’accumule sur la surface et une couche de plus en plus épaisse se forme (voir la revue de Lewin et al., 1993, et les références incluses). La densité et la température augmentent dans cette couche entraînant la fusion des éléments légers (hydrogène et hélium) en fer. Cette transformation en fer est très instable et conduit à une explosion thermonucléaire qui se propage en quelques secondes sur la surface de l’étoile à neutrons. On observe un flash en rayons X que l’on appelle sursaut X de type I (voir figure 1.3). Les sursauts X de type I montrent des profils temporels très variés. La phase impulsionnelle dure entre 1 et 10 s (Gottwald et al., 1986; Day & Tawara, 1990). La décroissance du flux est exponentielle sur des temps caractéristiques de l’ordre de la dizaine de secondes voire quelques minutes (Lewin et al., 1984). La production de ces sursauts nécessite une accumulation de matière sur une surface physique. Ils sont une signature de la présence d’une étoile à neutrons dans une LMXB. La luminosité émise par un sursaut est très importante et peut atteindre la limite d’Eddington (voir par exemple van Paradijs et al., 1990). Dans ce cas, les couches supérieures atmosphériques sont repoussées sous l’effet de la pression de radiation (Tawara et al., 1984; Lewin et al., 1984). On parle de sursaut à expansion photosphérique. Le spectre mesuré lors de l’émission d’un sursaut X peut être modélisé par un corps noir. La taille de ce dernier permet d’estimer l’étendue de la région d’émission. Si on fait l’hypothèse que la combustion a lieu sur une fraction de la surface , cette taille constitue une limite inférieure pour le rayon de l’étoile à neutrons.
Variabilité milliseconde : QPO au kHz
L’étude des courbes de lumière des systèmes binaires X de faible masse a révélé un grand nombre de variabilités : le flux X reçu par l’observateur varie de plusieurs ordres de grandeurs au cours du temps. Ces variabilités interviennent sur des échelles de temps comprises entre quelques millisecondes et quelques jours (voire quelques mois) et sont associées à différents processus physiques. Par exemple, un système binaire X vu par la tranche présente des éclipses dans sa courbe de lumière. Ces éclipses sont dues à l’occultation partielle ou complète de la zone d’émission X par le compagnon ou par la colonne de matière qui va du point L1 au disque d’accrétion. La fréquence de ces éclipses est proche de la fréquence orbitale. D’autres systèmes contenant une étoile à neutrons montrent des sursauts X de type I qui se traduisent par une variation importante de l’intensité lumineuse. On observe également des variations importantes dans l’émission X (facteur 2 à 10) sur des échelles de quelques heures à plusieurs mois qui sont vraisemblablement liées à des variations du taux d’accrétion. Enfin, on observe une variabilité beaucoup plus rapide dans les courbes de lumière sur des échelles de la milliseconde à la seconde.
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Table des matières
Introduction
1 La variabilité rapide dans les systèmes binaires X
1.1 Les systèmes binaires X de faibles masse (LMXB)
1.1.1 Formation et propriétés observationnelles des systèmes binaires X
1.1.2 Physique des systèmes binaires X
1.2 Variabilité milliseconde : QPO au kHz
1.2.1 Spectre de puissance et détection des kHz QPO
1.2.2 Description et caractéristiques des kHz QPO
1.3 Les kHz QPO, outils de la physique extrême
1.3.1 Le satellite RXTE
1.3.2 Modélisation des kHz QPO et prédictions sur les observables
2 Techniques de traitement et d’analyse des données du satellite RXTE
2.1 Extraction et traitement des données brutes
2.1.1 Fabrication de la courbe de lumière
2.1.2 Calcul des spectres de puissance de Fourier
2.1.3 Estimation du bruit de fond
2.2 Analyse des données et caractérisation du QPO
2.2.1 Détection des kHz QPO et estimation des incertitudes de mesure
2.2.2 Dérive en fréquence du kHz QPO
2.3 Validation des techniques d’analyse sur des simulations
2.3.1 Génération des données simulées
2.3.2 Résultats des tests des méthodes d’analyse
2.3.3 Conclusions
3 Séparation en fréquence entre les kHz QPO jumeaux dans le système Aquila X-1
3.1 Résumé de la publication
3.2 Publication 1
3.3 Compléments
3.4 Conclusions
4 Distribution des kHz QPO jumeaux dans la source 4U 1820-303
4.1 Résumé de la publication
4.2 Publication 2
4.3 Compléments
4.4 Conclusions
5 La source 4U 0614+09 et la chute de cohérence
5.1 Résumé de la publication
5.2 Publication 3
5.3 Compléments
5.4 Conclusions
6 Distribution des fréquences des kHz QPO dans les LMXB
6.1 Résumé de la publication
6.2 Publication 4
6.3 Conclusions
7 Conclusions
