2.6 Variables cataclysmiques
2.6.3 Composantes de l’émission
2.6.3.1 Le disque d’accrétion
Le disque d’accrétion peut être modélisé simplement par une succession d’anneaux ayant une émission de corps noir à différentes températures, qui sont croissantes lorsque l’on se rapproche de la naine blanche (La Dous 1989). Selon ses rayons intérieur et extérieur, ce disque émet de l’infra-
rouge à l’ultraviolet lointain, voire jusqu’aux rayons X mous (Warner 1996, §2.6). Le disque d’ac- crétion est la principale composante de l’émission ultraviolet des variables cataclysmiques (p.ex. Godon et al. 2008). Un spectre simulé de l’émission de ce disque est reproduit à la Figure 2.10. A cause de la contribution du disque d’accrétion dans le visible, la position sur le diagramme HR d’une variable cataclysmique est à gauche de la séquence principale (plus bleue et plus chaude).
FIG. 2.10 – Spectres du disque d’accrétion d’une variable cataclysmique. Les spectres correspondent
à différents taux d’accrétion : (1) 10−7, (2) 10−8, (3) 10−9M
an−1. (La Dous 1989)
Ce disque d’accrétion est une composante importante des systèmes non-magnétiques, ainsi que des polaires intermédiaires. Les systèmes de type AM CVn semblent posséder un disque d’accré- tion, cependant il est constitué principalement d’hélium, de carbone et d’oxygène (p.ex. Nelemans 2005).
2.6.3.2 La couche limite
La matière tombe sur la naine blanche au niveau de la couche limite, où l’énergie cinétique est convertie en rayonnement X. Cette émission a été modélisée par Patterson & Raymond (1985a,b) et est illustrée à la Figure 2.11.
Le plasma optiquement fin (points dans la Figure 2.11) émet un rayonnement continu de frei- nage (bremsstrahlung) d’une température T ∼ 108K (kT ∼ 10 keV) et le plasma optiquement épais
(zone ombrée) émet comme un corps noir à une température T ∼ (1 − 3) × 105K. Ce modèle per-
met de rendre compte globalement de l’émission X des variables cataclysmiques du voisinage du Soleil (Patterson & Raymond 1985a).
Les quasi-novae ont un fort taux d’accrétion et correspondent au cas (a) de la Figure 2.11 et les novae naines en quiescence correspondent au cas (b). L’émission des quasi-novae semble donc plus molle en X que celle des novae naines et est en partie décalée vers l’ultraviolet et le visible à cause de l’émission de type corps noir, ce qui semble être le cas dans les observations ROSAT
FIG. 2.11 – Représentation de la couche limite dans une variable cataclysmique pour un taux d’ac-
crétion fort (a) et faible (b). (Patterson & Raymond 1985a)
(Verbunt et al. 1997 ; Motch et al. 1996). Une composante de rayons X durs est cependant attendue par le plasma optiquement fin d’une couronne dans tous les cas (Patterson & Raymond 1985a). 2.6.3.3 Éruptions de nova naine en X
L’émission X est aussi affectée par ces éruptions (Warner 1996, §3.3.6). Le milieu devient en effet optiquement épais lors de la phase d’éruption et l’émission X est donc plus molle et ther- malisée. En moyenne, il y a trois fois moins d’émission de X durs par rapport à l’état quiescent. Cependant, dans la progression de l’éruption, le flux X peut augmenter d’un facteur 5 avant d’être atténué lors du maximum de luminosité dans le visible, comme c’est la cas pour SS Cyg (Wheatley et al.2003 ; Warner 1996, §3.3.6). La nova naine YZ Cnc présente une anticorrélation marquée entre le flux X et le flux dans le visible lors d’éruptions successives (Verbunt et al. 1999).
En général, les variations de flux X d’un facteur 5 à 10 sur une échelle de temps allant de plusieurs heures à plusieurs jours sont associées à des éruptions de nova naine (Wheatley et al. 2003 ; Baskill et al. 2005). Cependant, ce genre de variation en X peut aussi être observée pendant l’état quiescent de quelques variables cataclysmiques (Baskill et al. 2005).
2.6.3.4 Choc à la surface des pôles magnétiques
Pour les polaires, le flot d’accrétion est guidé par le champ magnétique directement jusqu’aux pôles magnétiques, comme cela est représenté à la Figure 2.12 (Warner 1996, §6). L’émission X contient principalement deux composantes : une émission de rayons X durs de type bremsstrahlung à la température T ∼ 3 × 108K (kT ∼ 30 keV) et une émission absorbée et ré-émise par la surface de la naine blanche sous la forme d’une émission de corps noir de température T ∼ 4 × 105 K, dans l’ultraviolet ou les X mous (Warner 1996, §6). Les polaires présentent un déficit d’émission
en ultraviolet et dans le visible d’un facteur 100 environ, dû à l’absence de disque d’accrétion (p.ex. Webb et al. 1999 ; Warner 1996, §6).
FIG. 2.12 – Représentation du choc aux pôles magnétiques d’une variable cataclysmique magnétique.
(Patterson 1994)
Pour les polaires intermédiaires, le disque d’accrétion peut être simplement tronqué et l’émis- sion est due au disque d’accrétion, à la couche limite de ce disque (à une certaine distance de la naine blanche) et aux chocs au niveau des pôles magnétiques (Patterson 1994, p.ex.). Le flot d’accrétion prend la forme de rideaux d’accrétion. Cette géométrie particulière pourrait expliquer l’excès d’émission de rayons X mous dans certains systèmes, qui serait ré-émise par la surface de la naine blanche et qui serait visible ou non selon l’inclinaison du système (Evans & Hellier 2007). 2.6.3.5 Autres composantes
L’étoile compagnon, de type tardif émet principalement dans l’infrarouge et le visible (voir §1.1.3.2). C’est la composante principale de rayonnement dans ces domaines, où l’on peut détecter les raies caractéristiques de la secondaire et déterminer son type (p.ex. Webb et al. 2002b ; Warner 1996, §2.9.4).
Dans les systèmes où la naine blanche est visible directement, comme les polaires et polaires intermédiaires, son émission de type corps noir à des températures de l’ordre de 104−105 K
(Ostlie & Carroll 1995, §15) peut contribuer à l’émission globale dans l’ultraviolet et le visible (p.ex. Mateo & Szkody 1984).
Le flot d’accrétion de l’étoile compagnon vers la naine blanche rejoint le disque d’accrétion avec une vitesse supersonique en un point chaud. Ce point chaud pourrait dans certains cas émettre autant voire plus que les autres composantes dans le visible et même atteindre une température suffisante pour émettre dans l’ultraviolet (Warner 1996, §2.4.3). Dans les systèmes à éclipses, la contribution du point chaud peut être observée et séparée du reste de l’émission (Warner 1996, §2.4.3).
2.6.3.6 Luminosités X
L’émission X est localisée dans l’environnement proche de la naine blanche, comme on peut le constater pour les systèmes à éclipses (Wheatley & West 2003). Ce sont donc la couche limite ou les chocs au niveau des pôles magnétiques de la naine blanche qui sont la principale origine du rayonnement X.
La luminosité des variables cataclysmiques en X varie de 1029 à 1033 erg s−1 pour les objets détectés avec ROSAT (0,5 −2,5 keV, Verbunt et al. 1997). La luminosité X des objets de type AM CVn semble toutefois en général plus faible que pour les autres classes, inférieure à 1031 erg s−1
(Ramsay et al. 2005). L’émission X des polaires intermédiaires (DQ Her) semble par contre plus importante en moyenne, en général entre 1031et 1033erg s−1(Verbunt et al. 1997).