Chauffage Compressionnel de l'Environnement des Disques ...

4.2 Une grande variété d’objets 73
mieux comprendre et de caractériser ces objets. La classe des binaires X regroupe en fait une
grande variété d’objets différents que l’on classifie selon quelques critères de base.
4.2.1 La masse du compagnon
tel-00011431, version 1 - 20 Jan 2006
Les binaires X sont d’abord classifiées en deux sous-classes, caractéristiques de la masse
du donneur. En fonction de cette masse, on distingue les binaires X dites de faible et de forte
masse, respectivement LMXB pour Low Mass X-ray Binary et HMXB pour High Mass X-ray
Binary.
Les LMXB correspondent à des étoiles compagnons de faible masse : M 2-3 M ⊙ 3 . Ces
dernières sont généralement assez âgées, de type F à K. Du fait de leur faible masse, leur
période de rotation autour de l’objet compact est rapide, ce qui génère une variabilité de
l’ordre de quelques heures à quelques jours. Dans cette classe d’objets, le donneur remplit
son lobe de Roche et cède par ce biais de la matière à l’accréteur. Cette matière conserve une
grande partie de son moment angulaire et forme donc un disque mince et assez grand. On
dénombre aujourd’hui environ 160 LMXB parmi les binaires X observées.
Les HMXB correspondent à des binaires X dont le donneur est une étoile très massive :
M > 10 M ⊙ . L’étoile compagnon est plutôt jeune et de type O ou B. La période orbitale
est plus longue que pour les LMXB, typiquement quelques dizaines de jours. Pour ces étoiles
massives, la matière accrétante n’est pas cédée par le lobe de Roche, mais est perdue par le
donneur sous la forme d’un fort vent. Une partie de ce vent est capturée par l’objet compact
et peu éventuellement former un petit disque d’accrétion dans les régions les plus proches de
l’objet compact (Smith et al. 2002). A ce jour, environ 130 HMXB ont été identifiées.
On verra par la suite que mon travail de thèse porte en partie sur les propriétés des
disques d’accrétion, et en ce sens concerne davantage les LMXB où le disque d’accrétion,
bien marqué, s’étend loin de l’objet central.
4.2.2 La nature de l’objet compact
Les binaires X sont également classifiées en fonction de la nature de l’objet compact. Celuici
peut être une étoile à neutrons ou un trou noir. Selon cette nature, les caractéristiques de
l’accrétion sont bien sûr différentes.
Lorsque l’objet compact est une étoile à neutrons, la matière accrétée peut tomber et
s’accumuler à sa surface. Ce choc génère en particulier une intense émission qui peut participer
au spectre total et violemment illuminer le disque d’accrétion. Beaucoup d’étoiles à neutrons
émettent également un faisceau extrêmement collimaté (quelques degrés d’ouverture) qui
précesse autour de l’axe de rotation de l’étoile. La période de ces pulsars (1 ms - 10 s) est
extrêmement stable et permet une excellente détermination de certains paramètres du couple
de la binaire.
Les trous noirs restent beaucoup plus secrets. La matière et l’énergie qu’ils accrètent
peuvent franchir l’horizon puis tomber vers la singularité sans aucune émission. L’absence de
pulsation rend la détermination des paramètres physiques des binaires à trou noir beaucoup
plus difficile. En outre, si les effets relativistes peuvent être négligés en bonne approximation
pour l’accrétion sur une étoile à neutrons, ils deviennent primordiaux pour l’accrétion sur
un trou noir. La présence en particulier d’une dernière orbite stable modifie de manière
significative les propriétés du flot dans le voisinage immédiat du trou noir. Paradoxalement,
les binaires à trou noir sont celles qui excitent le plus la curiosité des observateurs comme
des théoriciens.
3 1 M ⊙ = 2 × 10 33 g