Afin de répondre aux problématiques posées dans mon Introduction et aux questions développées Chapitre 1.8, j’ai choisi d’étudier pendant ma thèse un certain nombre de trous noirs dans des systèmes binaires galactiques, balayant des natures et des classes dif- férentes. Les choix de mes cibles d’études ont été motivés par la volonté de présenter un bel échantillon de sources, non pas pour en faire une étude de populations au sens statistique mais pour mieux comprendre les processus physiques d’émissions autour de systèmes de natures variées bien que contenant tous un trou noir stellaire comme objet céleste accré- tant. Ils témoignent donc de la même physique d’accrétion et d’éjection. Ce large éventail de sources est le seul moyen d’obtenir des contraintes nouvelles sur les modèles en vue de leur unification possible grâce à des observables nombreuses et différentes dans plusieurs états spectraux. Par conséquent, j’ai choisi d’étudier des systèmes binaires X pertinents, c’est-à-dire lors de périodes intéressantes où se déroulaient (entre autres) des changements dans les courbes de lumière, dans les flux des rayons X mous/durs et γ, dans les propriétés spectrales et dans les variabilités temporelles.
Tab. 5.1 – Caractéristiques des binaires X à tour noir analysées dans ma thèse par ordre de Chapitres (6 à 9).
Source Classe a Coordonnées Localisationb Radioc
(l ; b) (distance en kpc)
Cygnus X−1 H, P (71,33◦; 3,06◦) Cygne (2,4) oui
XTE J1720−318 L, T (354,60◦; 3,09◦) centre galactique (8) oui
SWIFT J1753.5−0127 L, T (24,90◦; 12,18◦) halo (6?) oui
H 1743−322 L, T (357,12◦; -1,61◦) centre galactique (8) oui
1E 1740.7−2942 L, P (359,11◦; -0,10◦) centre galactique (8) oui
GRS 1758−258 L, P (4,51◦; -1,36◦) centre galactique (8) oui
GRS 1915+105 L, T (45,36◦; -0,22◦) Aquila (9) oui
Notes:
a) H pour HMXB, L pour LMXB, T pour Transitoire, P pour Persistante ; b) Nom de la constellation ou région du ciel ;
c) Activité radio détectée plus de 5 jours.
5.1
Choix de cibles pertinentes
J’ai étudié des systèmes binaires X de natures différentes : persistants, transitoires (avec des périodes plus ou moins longues de quiescence), abritant un trou noir de nature confir- mée ou bien seulement un potentiel candidat trou noir, avec ou sans détection de jets. Pour atteindre mes objectifs, donc mieux contraindre les modèles existants et comprendre les processus émissifs autour de ces objets, j’ai choisi d’étudier et d’interpréter des sources relativement fortes, aussi bien des novae X en éruption que des binaires X persistantes, surtout lors de changements notables d’états spectraux. À noter qu’elles sont toutes de la- titudes et de longitudes galactiques variées, ce qui enlève tout effet systématique éventuel, permet des comparaisons plus objectives globales entre les sources (jeunes et vieilles) et évite, par exemple, d’avoir l’influence du milieu interstellaire.
Par conséquent, j’étudierai (dans l’ordre) les sources suivantes, présentées dans la Table 5.1 : le système (microquasar) de grande masse persistant historique Cygnus X−1, deux novae X (candidat trou noir) intéressantes, de faibles masses et de répartitions galac- tiques différentes, XTE J1720−318 située dans le bulbe galactique et SWIFT J1753.5−0127 localisée dans le halo, toutes les deux analysées et interprétées au cours de leur éruption. Je présenterai aussi mes résultats portant sur trois microquasars de faibles masses situés dans le centre galactique : H 1743−322, 1E 1740.7−2942 et GRS 1758−258, ces deux dernières sources étant connues pour présenter des états Mous particuliers (très bas en luminosité X molle). Enfin, je terminerai par mes analyses et interprétations (en cours) sur la spec- taculaire source qu’est le microquasar GRS 1915+105. Bien qu’apparemment atypique, GRS 1915+105 pourrait pourtant nous aider à comprendre la physique générale se pro- duisant autour des systèmes binaires X à trou noir ainsi que l’origine des variations des
5.2 Programmes d’observations 111
composantes émissives menant aux transitions spectrales.
Pour résumer ma démarche, j’ai analysé des comportements spectraux variés, donnant des indications sur l’environnement des trous noirs stellaires et sur leur processus d’émis- sion à haute énergie. Les variabilités temporelles et spectrales seront étudiées, dans la mesure du possible, via la richesse des données en ma possession. À travers la présenta- tion de mes résultats sur ce bel échantillon de sources aux caractéristiques différentes, je tenterai de comprendre dans les Chapitres suivants, et de commenter dans mon Chapitre 10, la physique des processus émissifs se produisant dans le voisinage des candidats trous noirs (ou trous noirs avérés) concernant, par exemple, la dynamique des mouvements du disque d’accrétion et de la couronne, les émissions aux hautes énergies (thermiques ou non thermiques) ou les liens avec l’émission radio. Pour comprendre ces points, une description plus exigente des objets célestes choisis, variés mais présentant les mêmes processus phy- siques, est indispensable. Existerait-il des stigmates de la présence potentielle ou avérée d’un trou noir à travers le comportement spectro-temporel des binaires X? Comment les composantes émissives du spectre interagissent-elles entre elles et évoluent-elles au sein de ce large échantillon de sources?
5.2
Programmes d’observations
Notre groupe a des facilités et des droits pour observer de tels objets avec INTEGRAL. Son expertise et sa participation active dans la réalisation du télescope SIGMA et dans l’exploitation des données scientifiques en sont quelques unes des raisons. La participation du SAp à la construction des instruments haute énergie à bord d’INTEGRAL nous a fourni du temps d’observation garanti concernant de grandes thématiques de l’astrophysique γ spatiale. Grâce à ce savoir et aux collaborations existantes, j’ai bénéficié tout au long de ma thèse de facilités d’observations en parallèle du savoir scientifique des chercheurs et ingénieurs sur place. Je les ai exploitées et j’ai ensuite rapidement développé mes propres programmes d’observations, en participant dès mon arrivée en thèse à la rédaction de ToOs (Chapitre 2.8.1.2) en vue d’observer des cibles célestes potentiellement intéressantes à étu- dier, telles que celles remplissant les critères décrits précédemment. Outre la réduction des données et leur analyse, cela exige de grandes quantités de travail car les demandes d’ob- servations que j’ai rédigées, coordonnées et dirigées chaque année demandent du temps et un investissement de travail personnel importants. J’ai dû bien évidemment réfléchir en détail aux critères d’observations (flux, transitions spectrales, temps d’expositions, détec- tions significatives de raies) à demander suivant les types d’objectifs que je m’étais fixés (observations longues d’une même source pendant 100 ks, ou courtes - 10 ks - pour suivre l’évolution rapide d’une source tout au long de son éruption, etc.). J’ai justifié scientifique- ment la pertinence de mes ToOs pour l’apport de nouvelles contraintes dans le cadre des modèles actuels et je continue mes programmes (acceptés jusqu’alors) chaque année.
Par ailleurs, une part de chance non négligeable existe lorsqu’on observe des sources variables : personne ne sait ni quand ni où elles entreront en éruption. Il faut donc être prêt à chaque instant, surveiller les ATELs (AsTronomers’ TElegrams), les éventuelles détec- tions de novae X ou les preuves de transitions spectrales (de systèmes binaires X connus ou non). Elles peuvent être observées, entre autres, par RXTE et Swift. Il arrive que cela se produise un jour férié (comme par exemple lors de la semaine du 15 août où j’ai dé- clenché des observations de SWIFT J1753.5−0127) ! Il faut par ailleurs que les contraintes de visibilités de ces sources soient compatibles avec celles des satellites (zones du ciel cou- vertes, autres programmes prioritaires prévus au même moment, etc.) et éventuellement des observatoires au sol. En participant à la continuation de ces programmes déjà acquis dans le passé par le groupe puis en les rédigeant personnellement, j’ai pu, par exemple, observer Cygnus X−1 pendant deux années consécutives (Chapitre 6) et déclencher des observations (ToOs) acceptées par l’ISOC (Chapitre 2.3.3) sur des novae X à trou noir. Je reconnais aussi que j’ai eu la chance d’observer grâce à mes ToO deux nouvelles sources : j’en présente les résultats dans les Chapitres 7 et 8. La Chapitre 9 est consacré aux quatre derniers microquasars de la Table 5.1 observés au cours de la mission.
5.3
Analyses communes réalisées
Pour chaque source, une sélection judicieuse des données lors de périodes intéressantes fut réalisée. Je détaille cela source par source, dans chaque Chapitre, en indiquant la pé- riode choisie et en expliquant les variations observées. Par ailleurs, de manière générale, les données IBIS et JEM-X ont été analysées avec les procédures standard implémentées dans les logiciels délivrés par l’ISDC. Suivant l’état d’avancement des outils informatiques communs, j’ai utilisé mes outils personnels d’analyses et choisi des critères de sélections spécifiques : des télémesures raisonnables, l’exclusion des pointés trop hors axes, le choix de phases stables du satellite, de configurations normales des instruments et l’utilisation de catalogues adaptés ont été appliqués. Les pointés trop proches des ceintures de rayon- nement ou pollués par trop de bruit ont été exclus. Les erreurs systématiques ajoutées aux spectres ont varié entre 8 et 2% suivant les améliorations des matrices de réponse des instruments à bord d’INTEGRAL.
Par ailleurs, afin d’éviter les incertitudes dans les matrices de réponse pour les angles fortement hors axes (surtout en début de mission), j’ai choisi d’exclure les observations pour lesquelles la source était à plus de 4,5◦ de l’axe du télescope IBIS et à plus de 3◦
pour JEM-X. D’après les recommandations d’analyses, les événements IBIS/ISGRI furent sélectionnés au-dessus de 15–18 keV (22 keV au début de la mission avant que les cor- rections dans les basses énergies ne soient implémentées) et avec des temps de montée (Chapitre 2.6.2.2) entre le canal 7 et le canal 80. J’ai aussi adapté la matrice de réponse suivant la source : plus celle-ci est forte, plus les canaux que je choisis sont nombreux et je construis une matrice (RMF) avec des pas en énergie relativement grands pour chaque canal (de façon linéaire ou logarithmique). Par exemple, dans un premier temps, j’ai décidé
5.3 Analyses communes réalisées 113
de réunir linéairement les 2048 canaux de la matrice en 128, ce qui donne environ 8 keV par canal. Par la suite, j’ai procédé à des regroupements divers suivant la brillance des sources (présentées Partie IV) et souvent préféré refaire ma propre matrice à 64 canaux, excepté lorsque la source est trop faible (un nombre restreint de canaux, environ 10 pour les sources les plus faibles, suffit). En ce qui concerne SPI, diverses versions de matrices de réponse furent utilisées suivant la période des observations à cause de la perte de deux de ses détecteurs survenue après le lancement. Je détaillerai les analyses spécifiques réalisées - s’il y a lieu - source par source. J’utiliserai également une sorte d’indice de couleur ou de dureté pour chaque source (défini dès le Chapitre suivant) afin de caractériser des change- ments spectraux par l’observation des variations relatives des composantes molle et dure des données X et γ.
6
Deux ans d’analyses du
prototype trou noir
Cygnus X−1
Sommaire
6.1 Caractéristiques de la source binaire X . . . 115