Chauffage Compressionnel de l'Environnement des Disques ...
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72 Binaires X et microquasars<br />
que plus <strong>de</strong> 60% <strong>de</strong>s étoiles <strong>de</strong> la Galaxie vivent en couple ou à plusieurs (Duquennoy &<br />
Mayor 1991), soit plus que la moyenne <strong>de</strong>s français ! Lorsque l’une <strong>de</strong>s <strong>de</strong>ux étoiles d’un<br />
couple stellaire meurt pour former un objet compact, elle peut, si cette ultime explosion ne<br />
détruit pas le système, donner naissance à un système composé d’un objet compact et d’une<br />
étoile <strong>de</strong> la séquence principale. Une partie <strong>de</strong>s systèmes ainsi formés regroupe les conditions<br />
nécessaires <strong>de</strong> masse, <strong>de</strong> séparation... pour qu’une partie <strong>de</strong> la matière <strong>de</strong> l’étoile compagnon<br />
puisse alimenter un disque d’accrétion autour <strong>de</strong> l’objet compact, formant donc une binaire<br />
X. Au bilan, on peut estimer que plus <strong>de</strong> 1000 binaires X peuplent notre Galaxie 2 (Grimm<br />
et al. 2002).<br />
Il faut bien réaliser la difficulté d’établir <strong>de</strong>s modèles précis <strong>de</strong> binaires X : ces objets<br />
sont trop loin et trop petits pour être résolus. Ni le disque d’accrétion, ni l’étoile compagnon<br />
ne peuvent pour l’instant être résolus. Du point <strong>de</strong> vue observationnel, une binaire X<br />
apparaît donc comme un simple point sur une plaque photographique ou une image CCD.<br />
Cependant, trois types d’observations ont permis <strong>de</strong> mieux comprendre la physique <strong>de</strong> ces objets<br />
: leur courbe <strong>de</strong> lumière, leur spectre (voir figure 4.2) et parfois, l’observation d’éjections<br />
catastrophiques à gran<strong>de</strong> échelle (voir figure 4.3). Les binaires X n’étant pas résolues dans<br />
tel-00011431, version 1 - 20 Jan 2006<br />
Fig. 4.2 – Deux types d’observations que l’on a <strong>de</strong>s binaires X : <strong>de</strong>s courbes <strong>de</strong> lumière (ici<br />
GRS1915+105, Fen<strong>de</strong>r & Belloni 2004) et <strong>de</strong>s spectres en X (ici Cyg X-1, Frontera et al.<br />
2001).<br />
les observations, les courbes <strong>de</strong> lumière et les spectres contiennent l’information provenant<br />
à la fois <strong>de</strong> l’objet compact lui-même (lorsque celui-ci n’est pas un trou noir), du disque<br />
d’accrétion et <strong>de</strong> l’étoile compagnon. Heureusement, la lumière du compagnon est souvent<br />
i<strong>de</strong>ntifiable avec une bonne certitu<strong>de</strong>. L’étoile est responsable <strong>de</strong> variations temporelles <strong>de</strong><br />
l’ordre <strong>de</strong> sa pério<strong>de</strong> orbitale qui peut être estimée indépendamment alors que l’ensemble<br />
disque+accréteur génère <strong>de</strong>s variations extrêmement complexes allant <strong>de</strong> quelques millisecon<strong>de</strong>s<br />
à plusieurs années. D’autre part, l’étoile compagnon émet préférentiellement dans le<br />
visible et l’ultraviolet alors que le disque d’accrétion émet principalement en X, entre 0.1 keV<br />
et quelques centaines <strong>de</strong> keV (10 9 K). Il est donc en général assez facile <strong>de</strong> séparer dans un<br />
spectre ou une courbe <strong>de</strong> lumière les <strong>de</strong>ux composantes d’une binaire.<br />
Avec le temps et l’accumulation <strong>de</strong> données, ces observations ont finalement permis <strong>de</strong><br />
2 Si on suppose que les propriétés <strong>de</strong> la distribution en luminosité <strong>de</strong> binaire X ne subit pas <strong>de</strong> fort changement<br />
au-<strong>de</strong>là <strong>de</strong> la limite détectable.