Comparaison entre ancienne et nouvelle version

La densité spectrale d’énergie

Afin d’apprécier l’impact des améliorations apportées au modèle sur nos résultats obte- nus dans le Chapitre2, j’ai effectué, à l’aide de jeux de paramètres strictement identiques, des simulations comparatives entre l’ancienne version et la nouvelle version d’ishem. En préambule, il est important de noter que la nouvelle version du modèle, bien qu’avancée, se situe encore au stade de développement et ne peut à l’heure actuelle calculer de manière précise la contribution du contre-jet dans l’émission totale. En conséquence, seules les dates de l’étude pour lesquelles la contribution du contre-jet est négligeable sont ici susceptibles d’être utilisées pour la comparaison. En pratique, plus le facteur de Lorentz moyen est élevé et moins le contre-jet apporte des changements significatifs dans la SED résultante. C’est pourquoi, afin d’écarter tout doute potentiel, les changements apportés par cette version améliorée ne seront examinés que pour la date la plus extrême de l’éruption de 2011, le 17 septembre.

La conclusion de l’étude de l’espace des paramètres dans la Section2.4indique qu’un spectre multi-longueurs d’onde ajustant les données de manière précise peut être obtenu pour la date du 17 septembre en utilisant Γmoy=16 et P=3.9%LE. Ceci, pour une distance

D=4.7kpc et pour un angle d’inclinaison abaissé àφ=1°. Reprenant ces même paramètres avec la nouvelle version du modèle, ishem renvoie une densité spectrale d’énergie simple- ment décalée dans la direction des bas flux d’un facteur ∼2 (voir Figure 3.4). L’allure de la courbe restant, en effet, totalement inchangée et la fréquence de cassure synchrotron de- meurant, elle aussi, constante. Afin de superposer les deux spectres ainsi obtenus et corriger ce facteur 2 en flux, il apparaît nécessaire d’augmenter la puissance du jet mais également son facteur de Lorentz moyen pour maintenir la fréquence de cassure à la même valeur (voir Figure2.3). Dans ce cas précis, les équations2.20et2.21renvoientΓmoy=18.1 et P=9%LE. Ces

valeurs deΓmoyet P sont cependant en léger décalage avec les paramètres requis puisque la

superposition de deux spectres s’effectue finalement pourΓmoy=19.1 et P=7%LE. Par consé-

3.2. L’INCIDENCE DE L’ANGLE D’INCLINAISON

FIGURE3.4 – Comparaison entre l’ancienne version (trait plein) et la version améliorée (pointillés) du modèle pour la date du 17 septembre.

pas remettre en question les résultats obtenus précédemment au moyen d’hypothèses sim- plificatrices. L’amélioration du modèle modifie de manière quantitative les résultats du Cha- pitre2mais n’apporte pas de changements qualitatifs pouvant potentiellement infirmer nos conclusions. Au contraire, celles-ci se trouvent renforcées puisque l’ajustement des données du 17 septembre nécessite un facteur de Lorentz moyen encore plus important et une puis- sance de jet dépassant de nouveau de plus d’un facteur 2 les estimations de l’équation2.25, impliquant alors la nécessité d’un angle d’inclinaison encore plus faible.

La dépendance angulaire

Dans la Section2.2.6, j’ai expliqué que la procédure d’ajustement des données multi- longueurs d’onde de MAXI J1836-194 utilise deux expressions analytiques afin d’estimer les corrections à apporter pour déplacer les SEDs en flux et en fréquence. Ces deux équations, 2.20et2.21, tirées des travaux originauxMalzac, 2013,2014traitant du développement du modèle ishem, précisent que F_νbreak∝δ2tandis queνbreak∝δ, avec δ=[Γmoy(1−βcosθ)]−1. Au

cours de mes travaux de modélisation de l’émission du jet compact j’ai pu vérifier avec suc- cès la cohérence de leurs prédictions, en très bon accord avec les paramètres finaux requis pour ajuster les données. Dans la nouvelle version, il apparaît cependant que la dépendance angulaire ne suit plus de manière aussi étroite ces relations.

Dans l’objectif d’étudier les changements apportées par la nouvelle version, j’ai comparé la dépendance angulaire de celle-ci avec la version utilisée dans le Chapitre2. Pour ce faire, je suis reparti des résultats obtenus à l’issue de l’étude de la dégénérescence (Section2.4) et relancé plusieurs simulations ne modifiant que l’angle d’inclinaison. Au final, j’obtiens un échantillon de SEDs pourθ=[1°, 5.5°, 10°, 20°, 35°, 50°, 70°, 85°] pour chaque version. De ces spectres j’extrais deux informations : la position en fréquence de la cassure synchrotron et

FIGURE3.5 – Comparaison de la dépendance angulaire entre l’ancienne version (noir) et la version améliorée (vert) du modèle pour plusieurs valeurs deΓmoy. (Haut) Dépendance angulaire du flux. Les lignes pointillées représentent des évolutions suivantδ2. (Bas) Dépendance angulaire de la fréquence de cassure synchrotron. Les lignes pointillées représentent des évolutions selonδ. Les dépendances idéales sont normalisées pourθ=50°. La puissance du jet, l’angle d’ouverture, l’indice de la distribu- tion des électrons ainsi que ses bornes sont ici fixés.

le flux maximal associé. La Figure3.5montre les déplacements de la cassure synchrotron dans les dimensions de flux et de fréquence ainsi obtenus (symbolisés par des carrés), en comparaison avec les dépendances angulaires idéales prévues (en lignes pointillées) par les expressions analytiques (ici normalisées à la valeur arbitraire de θ=50°). On remarque as- sez rapidement que l’ancienne version est en meilleur accord avec les équations2.20et2.21 que la nouvelle version, aussi bien en fréquence qu’en flux. L’ancienne version s’écartant de la dépendance idéale d’un facteur ∼1.4-1.5 en fréquence et en flux contre ∼2-2.5 pour la version prenant en compte des effets d’anisotropie, ce qui est susceptible d’apporter des er- reurs importantes. Si l’on se concentre sur les résultats obtenus pourθ=1°, on retrouve bien les conclusions du paragraphe précédent. En effet, la fréquence de cassure est identique entre les deux versions et l’on retrouve bien le facteur 2 en flux. Cependant, tandis que les flux estimés sont tous plus faibles pour la nouvelle version que pour l’ancienne, la fréquence de cassure synchrotron tend à être plus grande pour la nouvelle version et non identique comme observée dans le cas particulier deθ=1°. En conséquence, on comprend alors que la superposition de deux courbes àθ plus grand requiert une correction plus importante en fréquence. En d’autres mots, la nouvelle version d’ishem nécessite des facteurs de Lorentz moyen encore plus grands pour l’éjection des couches à la base du jet. Une telle correction

3.2. L’INCIDENCE DE L’ANGLE D’INCLINAISON

ayant la conséquence indirecte de causer, par la même occasion, la hausse de la puissance du jet et ainsi confirmer nos conclusions pré-établies. La reconduction de la comparaison pour des valeurs deΓmoy plus faibles,Γmoy=3 (hexagones) etΓmoy=1.2 (octogones), résulte

en des conclusions absolument similaires. Fort de ce constat, il devient indispensable de caractériser de nouvelles expressions analytiques décrivant précisément la dépendance an- gulaire décrite par la version perfectionnée du modèle afin de remplacer les équations2.20 et2.21. Ce travail, irréalisable dans le calendrier de ma fin de thèse, est une étape obligatoire à franchir pour poursuivre le développement d’ishem et ainsi exploiter au mieux les futures observations.

CONCLUSION

Unifier la physique de l’accrétion et la physique de l’éjection est un des objectifs majeurs de l’astrophysique actuelle. L’une des clés pour parvenir à cette fin est l’étude du rayonnement issu des jets relativistes. Ce rayonnement a la particularité de s’étaler sur la quasi-totalité du spectre électromagnétique et donc de pouvoir être capté par une large gamme d’ins- truments spatiaux et terrestres. Cependant, l’observation multi-fréquences simultanée de ces objets exige une organisation et des moyens si considérables que jusqu’à la fin du 20ème siècle, la communauté scientifique ne put obtenir de données suffisamment exploitables. En 2011, une campagne d’observations multi-longueurs d’onde est initiée afin d’étudier l’acti- vité éruptive d’une source nouvellement découverte, MAXI J1836-194. Cette source possède un jet relativiste dont l’émission se révèle être différente de tous les autres cas connus. Le jet, d’ordinaire observable du domaine radio au domaine infrarouge, semble ici dominer la densité spectrale d’énergie jusqu’au domaine optique, habituellement dominé par le disque d’accrétion. Cette singularité serait la conséquence d’un angle d’inclinaison entre l’axe du jet et la ligne de visée particulièrement faible. Une fantastique opportunité de sonder bien plus précisément les mécanismes physiques responsables de l’apparition/disparition de jets relativistes au cours d’une éruption nous fut alors offerte.

Pour la première fois, un modèle associant directement les propriétés temporelles des disques d’accrétions aux fluctuations de vitesse des jets relativistes est utilisé pour étudier l’émission multi-longueurs d’onde d’un jet compact au cours d’une phase éruptive. Repre- nant les principes des modèles de chocs internes connus dans le champ des sursautsγ, ce modèle vise à reproduire, entre le domaine radio et le domaine des rayons X, la densité spec- trale d’énergie de jets relativistes en calculant leur émission synchrotron. Appliqué au micro- quasar MAXI J1836-194, il est utilisé, dans ce manuscrit afin de reproduire le spectre multi- bandes de son jet compact pour cinq dates de l’éruption de 2011. Pour chacune de ces dates, la forme du spectre multi-bandes généré est contrôlée quasi-exclusivement par la variabilité X du flot d’accrétion associée. Tous les autres paramètres de la simulation n’ayant pas ou très peu d’influence sur l’allure de la SED.

J’ai montré via cette démarche que la variabilité X du disque d’accrétion permet de pro- duire des spectres multi-longueurs d’onde dont la forme est en bonne adéquation avec les données pour des statistiques très satisfaisantes. De plus, j’ai également montré qu’il est possible de suivre l’évolution temporelle du jet compact en ne variant que deux paramètres physiques de la simulation. Un scénario minimaliste proposant de reproduire ces variations spectrales en augmentant de concert la puissance du jet et le facteur de Lorentz moyen avec la luminosité X, corroborant plusieurs suggestions préalables. Une étude approfondie de la dégénérescence montre qu’il est possible d’atteindre un point de l’espace de paramètres res- pectant les contraintes physiques de manière plus fidèle. Pour y parvenir, il est alors néces- saire de fixer une distance à la source faible, un demi angle d’ouverture du jet de l’ordre du degré et un angle d’inclinaison extrêmement petit, soutenant l’hypothèse d’un microblazar.

pris en compte via diverses hypothèses simplificatrices. On peut citer en exemple la non- prise en compte du rayonnement Compton, indispensable pour expliquer l’émissionγ dans les noyaux actifs de galaxies, la simplification du calcul du refroidissement des électrons au cours de leur propagation ou encore la formulation d’une hypothèse perdant tout sens au contact de faibles angles d’inclinaisons. Pour ces deux derniers points, des études pré- liminaires ont été entreprises afin d’étudier, dans un cadre semi-analytique, leur incidence sur les scénarios obtenus pour le jet de MAXI J1836-194 et ainsi perfectionner le modèle. Le refroidissement permettrait de calculer précisément la fréquence de coupure synchrotron, pour l’instant fixée artificiellement tandis que la prise en compte rigoureuse des effets rela- tivistes engendrés par un jet pointé dans notre direction aiderait simplement à faire un pas de plus vers la réalité physique de ces objets. Le stade actuel de développement du modèle montre que ces effets d’anisotropie ne modifient pas de manière qualitative mes conclu- sions mais renforcent au contraire la nécessité d’utiliser un faible angle d’inclinaison et des puissances et facteurs de Lorentz élevés dans les simulations.

Le modèle mérite également d’être mis à l’épreuve par bien plus que deux sources (cf.

Drappeau et al.,2015) afin de prouver son efficacité et notamment d’être appliqué aux sources possédant une étoile à neutron. La systématisation des observations multi-fréquences si- multanées de microquasars apparaît comme absolument nécessaire, ce type d’étude ayant besoin d’une couverture spectrale la plus dense possible de la radio jusqu’au visible. Enfin, délaissant l’aspect temporel de l’étude, il serait bénéfique de calculer l’émission des jets jus- qu’au domaineγ afin de tester ce modèle sur les noyaux actifs de galaxie (bien que l’émission de photons γ soit aussi observée dans certaines binaires X), une fois l’émission Compton implémentée. La physique des jets se trouvant, en particulier, au coeur des objectifs scien- tifiques de projets comme le satellite SVOM (infrarouge, visible, rayons X durs) ou le réseau de télescopes CTA (rayons gamma) qui seront tous deux en opération dans la prochaine dé- cennie et dans lesquels la France (et l’IRAP) ont une participation importante.

Annexe A