Les binaires X sont constituées d’une étoile à neutrons ou d’un trou noir qui accrète de la matière provenant d’une étoile compagnon (étoile de la séquence principale, en évolution, ou une naine blanche). Dans le cas des amas globulaires, ce compagnon est forcément une étoile vieille et donc peu massive (voir §1.1.3.2). De plus, aucun trou noir n’a été confirmé dans les amas glo- bulaires galactiques (voir §2.9). Je parlerai donc principalement dans cette thèse de binaires X de faible masse avec étoile à neutrons. Les binaires X de forte masse de la Galaxie sont décrites par exemple par Lutovinov et al. (2008).
Les binaires X de faible masse peuvent être de différents types selon l’intensité du taux d’ac- crétion et le champ magnétique de l’étoile à neutrons (sources de type atoll ou Z, Done 2002 ; van der Klis 1994). De plus, elle peuvent être observée dans différents états : bas/dur, haut/mou, ou en quiescence (p.ex. Done 2002 ; van der Klis 1994, voir aussi la Figure 2.4). Ces sources sont souvent transitoires et peuvent changer d’état. Elles peuvent présenter des éruptions caractéristiques ainsi que parfois des oscillations quasi-périodiques (tous ces points sont abordés dans la revue de Lewin et al.1993). Je décris ici brièvement les binaires X accrétantes, puis les binaires X en quiescence qui sont des objets attendus et observés dans les amas globulaires (Verbunt 2005).
FIG. 2.4 – Différents modèles proposés pour les états observés des binaires X de faible masse. De
gauche à droite, les états quiescent, bas/dur et haut/mou sont présentés. La première ligne correspond à des modèles de disque d’accrétion advectifs (Narayan et al. 1998, p.ex.), avec une couronne d’élec- trons thermiques (bleu) et la deuxième ligne correspond à un disque d’accrétion (p.ex. Shakura & Syunyaev 1973) avec création d’électrons thermiques (en bleu) et non thermiques (en noir) par re- connexion magnétique (l’hydrogène ionisé produisant un champ magnétique). Dans l’état quiescent, l’hydrogène est majoritairement neutre et ne peut pas produire de champ magnétique. (Done 2002)
2.5.1 Binaire X de faible masse accrétante
Si le taux d’accrétion est élevé (> 5 × 10−11 M
an−1, Campana et al. 1998), la luminosité
X de la binaire est élevée : 1036 < L
X <4 × 1038 erg s−1(p.ex. Frank et al. 2002). Ces systèmes
sont dit accrétants car le disque d’accrétion est dominant dans le spectre avec une composante de comptonisation qui peut émettre dans les X durs jusqu’à ∼ 100 keV ou plus. Selon l’état, différentes composantes dominent : le disque d’accrétion qui a une émission thermique qui pique à quelques keV (haut/mou) ou la composante de comptonisation qui peut être modélisée par une loi de puissance d’indice 1,5 − 3, éventuellement tronquée à quelques centaines de keV (bas/dur) (van der Klis 1994 ; Farinelli et al. 2008).
Les binaires X accrétantes présentent de plus des variations de luminosité caractéristiques, dues à des éruptions de Type I (p.ex. Lewin & Joss 1981). Ces éruptions durent quelques secondes et ont un intervalle de quelques heures à quelques jours. Leur spectre devient plus mou lors de la décroissance. Ces éruptions sont expliquées par des explosions thermonucléaires à la surface d’un étoile à neutrons (Lewin & Joss 1981).
Dans le visible, ces sources ne montrent pas les raies d’absorption caractéristiques des étoiles, mais éventuellement des raies en émission (van Paradijs & McClintock 1994). La couleur est plutôt bleue par rapport aux étoiles de la séquence principale et la luminosité absolue dans le visible est relativement faible (van Paradijs & McClintock 1994).
On compte une centaine de binaires X de faible masse brillantes dans la Voie Lactée (dont une vingtaine sont des candidats trous noirs et 13 sont dans des amas globulaires, Ritter & Kolb 2003).
2.5.2 Binaire X de faible masse en quiescence
Si le taux d’accrétion est plus faible (Campana et al. 1998, < 5 × 10−11 M
an−1,), la binaire
X entre dans un état de quiescence. L’émission X est alors dominée par l’étoile à neutrons, dont l’atmosphère émet un spectre X mou de luminosité plus faible (Campana et al. 1998, 1032 <
LX <1035 erg s−1,). Certaines binaires X de faible masse en quiescence ont été observées à des luminosités moindres, environ 5 × 1031 erg s−1(Heinke et al. 2005).
Un modèle d’émission d’atmosphère d’hydrogène pour des étoiles à neutrons (NSA) a été déve- loppé par Zavlin et al. (1996). Le spectre obtenu est présenté sur la Figure 2.5. Ce modèle concerne les étoiles à neutrons en quiescence avec un champ magnétique faible (B < 108−1010 G). Les
paramètres sont la température effective Te f f de l’ordre de 105−107 K et l’accélération gravita-
tionnelle g, fixée à 2.43 × 1014cm s−2dans ce modèle (pour une étoile à neutrons de rayon 10 km
et de masse 1,4 M ), ainsi que le rayon, la masse et le champ magnétique de l’étoile à neutrons.
On remarque que ce modèle d’émission diffère légèrement du modèle de corps noir, du fait que les éléments légers (hydrogène, hélium) sont fortement ionisés à ces températures (Zavlin et al. 1996). D’autres modèles ont été développés, par exemple le modèle ATM (p.ex. Madej & Ró˙za´nska 2000) qui est aussi valable pour des taux d’accrétion élevés, ou le modèle de Ho et al. (2007) pour les étoiles à neutrons magnétiques (B < 1012−1013 G).
FIG. 2.5 – Modèle d’émission d’une atmosphère d’étoile à neutrons pour différentes températures
log(Te f f) et compositions (hydrogène, hélium et fer). Le spectre de corps noir correspondant est
indiqué. (Zavlin et al. 1996)
Il semble important de prendre en compte l’accélération gravitationnelle spécifique à chaque étoile à neutrons pour estimer les paramètres fondamentaux de ces objets (Heinke et al. 2006a). Webb & Barret (2007) ont utilisé ce genre de modèle pour ajuster les spectres de trois étoiles à neutrons détectées dans différents amas globulaire, afin d’apporter des contraintes sur l’équation d’état de la matière condensée composant les étoiles à neutrons (voir §2.1.2). L’intérêt des étoiles à neutrons dans les amas globulaires (même si elles sont de faible luminosité) est que la distance et l’absorption sur la ligne de visée sont mieux connues pour les amas globulaires, ce qui aide à contraindre les autres paramètres (Heinke et al. 2006a ; Webb & Barret 2007).
2.5.3 Binaires X de faible masse dans les amas globulaires
Les 13 sources brillantes détectées dans les amas globulaires galactiques sont des binaires X de faible masse accrétantes (p.ex. Verbunt 2005). Parmi ces sources, 12 présentent des éruptions X caractéristiques de type I (voir §2.5.1) qui ont permis de confirmer leur nature et 6 sont transitoires. Les périodes orbitales de 3 de ces binaires X sont inférieures à 1 h (p.ex. Dieball et al. 2005b), ce qui indique que ces systèmes sont ultra-compacts, composés d’une étoile à neutrons et d’une naine blanche. De tels objets seraient fréquents dans les amas globulaires (Deutsch et al. 2000). Le taux de rencontre dans le cœur d’un amas présente une corrélation avec le nombre de sources X brillantes observées dans cet amas globulaire, donc le nombre de binaires X de faible masse brillantes contenant une étoile à neutrons (Verbunt & Hut 1987).
Avec XMM-Newton et Chandra, plus d’une trentaine de binaires X de faible masse en quies- cence (candidats pour certaines) ont été détectées dans les amas globulaires (p.ex. Pooley et al.
2002 ; Heinke et al. 2006b, 2005 ; Grindlay et al. 2001b ; Gendre et al. 2003a,b). Le nombre de sources de ce type observées dans les amas globulaires présente une corrélation remarquable avec le taux de rencontre (définit au §1.2.2.3) dans le cœur des amas globulaires (voir Figure 2.6). La masse de l’amas serait aussi un paramètre lié, dans une moindre mesure, au nombre d’objets de ce type (Verbunt et al. 2007).
FIG. 2.6 – Nombre de systèmes binaires X en quiescence en fonction du taux de rencontre. Le taux
de rencontre est donné en pourcentage de la valeur pour NGC 6440. Graphique mis à jour à partir de Gendre et al. (2003a).
De manière général, il semble donc que le nombre de sources X susceptibles de contenir une étoile à neutrons en binaire soit intimement lié au taux de collisions des amas et donc soit la conséquences d’effets dynamiques (Heinke et al. 2003b ; Pooley et al. 2003). Les simulations numériques permettent de reproduire ces observations si les mécanismes de création d’étoiles à neutrons privilégiés sont les supernovae à capture d’électrons (Ivanova et al. 2008). En effet, ce mécanisme donne à l’étoile à neutrons formée une vitesse qui n’est pas suffisante pour que l’objet soit éjecté de l’amas (Ivanova et al. 2008) alors que les supernovae à effondrement conduisent en général à l’éjection de l’étoile à neutrons en dehors de l’amas. Quelques centaines d’étoiles à neutrons seraient ainsi retenues par un amas globulaire typique et ∼ 1100 dans un amas comme 47 du Toucan (Ivanova et al. 2008).
En considérant tous les amas globulaires de la Voie Lactée, on s’attend à trouver ∼ 100–200 binaires X de faible masse dans les amas globulaires (Heinke et al. 2003b ; Pooley et al. 2003). Environ la moitié aurait donc été détectée et une grande partie se trouve dans des amas massifs à fort taux de collisions comme NGC 6440 (Pooley et al. 2002), Terzan 5 (Heinke et al. 2006b) et 47 du Toucan (Heinke et al. 2005).