Corrélation avec le rayon de transition

La relation entre la fréquence képlerienne et la fréquence épicyclique est donné par Var-nière et al.(2002) : ν_ep =v_K(r_J) · 1− ^r 2 ISCO r2 J ! =5.54×10³·^1−r_ISCO² r⁻_J^2r_J^−3/2 Hz (5.4)

où nous retrouvons bien ν_ep =ν_K(r_J)pour r_Jr_ISCO. La Figure5.10montre la relation entre la fréquence observée des QPOs et r_J(en utilisant le même code couleur que les figures pré-cédentes pour désigner le type de QPO). La courbe noire montre la relation ν_QPO = ν_K/100 et la courbe en tirets représente ν_QPO = ν_ep/100. Comme nous avons ν_ep = ν_K(r_J) pour

ν_K(r_J)  r_ISCO, nous voyons que les courbes noires pleines et en tirets se superposent tant que r_J > 3–4. La ligne rouge représente le meilleur ajustement en considérant uniquement les QPOs de type C : ν_QPO= (36±5) ·r⁻_J ^1.39±0.08.

10

10

r

(R

)

10

10

10

(H

z)

Figure 5.10 –Corrélation entre la fréquence observée des QPOs ν_QPOet le rayon de transition r_J.

En considérant la nouvelle pente ν_QPO = ν_ep/100, nous constatons qu’un décalage d’un facteur∼10 de ν_QPOsur la Figure5.8peut être interprété comme un décalage d’un facteur

∼ 1.5 de rJsur la Figure5.10. Il est surprenant de constater que si la valeur minimum de rJ avait une valeur plus grande que celle calculée par le modèle, par exemple∼ 3 au lieu de

∼2, alors les QPOs de type B se superposeraient parfaitement à la relation tracée en tirets. La sous-estimation de rJpour les QPOs de type B peut avoir deux origines. La première est que le modèle utilise des équations non-relativistes et donc ne prend pas en compte les effets liés à la Relativité Générale. La seconde : nous savons que les spectres des états mou-intermédiaires et mous sont caractérisés par la présence du SAD et d’une composante non-thermique, or, dans le modèle, cette composante est modélisée par une loi de puissance d’indice de photon égal à 2.5, calibrée sur les données de l’éruption de 2010 (voirMarcel et al., 2018a). Il est alors probable que cette composante soit moins bien évaluée pour les autres éruptions conduisant alors à des sur/sous-estimations du rayon de transition lorsque

cette composante devient importante. Quoi qu’il en soit, les QPOs de type C suivent remar-quablement bien la courbe en tirets, même pour de petites valeurs de r_J, alors que les QPOs de type B divergent déjà à partir de r_J = 3–4. Cela pourrait donc suggérer que ces QPOs suivent une autre corrélation comme proposé dans d’autres études (e.g.,Motta et al.,2011).

5.4 Conclusion

Dans ce chapitre, nous avons utilisé un modèle d’accrétion-éjection où le disque est com-posé de deux parties bien distinctes : le JED occupant la partie interne et le SAD la partie externe. Les propriétés de ce disque hybride sont paramétrées par le couple (r_J, ˙m_in) ; l’évo-lution de ces derniers permet de paver le HID et de déterminer la configuration du disque à n’importe quel moment de l’éruption (Marcel et al.,2018a,2019, AnnexeC). L’analyse tem-porelle à partir d’une méthode automatique de détection de QPOs que j’ai mise au point, nous a permis d’explorer l’espace temporel et d’apporter des contraintes temporelles à ce modèle de disque hybride.

L’un des principaux résultats de cette étude, qui est publié dans Astronomy & Astrophy-sics, et reporté à la fin de ce chapitre, nous montre que la fréquence des QPOs de type C peut être reliée au rayon de transition r_Jentre les deux flots d’accrétion. Cette corrélation requiert un facteur q pour le moins surprenant entre la fréquence observée des QPOs et la fréquence képlérienne reliée au rayon de transition, pouvant varier entre q ∼ 70 et q ∼ 130 pour les différentes éruptions, et avec une valeur moyenne q = 129±4 en combinant les quatre éruptions. La valeur précise de ce facteur pour une éruption individuelle est difficile à dé-terminer en raison du faible échantillon statistique, mais il est cependant remarquable que plusieurs autres études aient également montré des relations similaires entre la fréquence du QPO et la fréquence képlérienne à un certain rayon, et ce, avec des facteurs du même ordre de grandeur. C’est le cas par exemple pour XTE J1748–288 (Revnivtsev et al.,2000), XTE J1550–564 (Rodriguez et al.,2004b;Sobczak et al.,2000b), GRO J1655-40 (Sobczak et al.,

2000a).

Ces études ont proposé que le QPO était lié à la transition entre le milieu optiquement mince et le milieu optiquement épais (entre le disque et la couronne). Dans cette étude, nous montrons également qu’il est la signature d’une transition nette entre un disque externe faiblement magnétisé et un disque interne fortement magnétisé. Étant donné la valeur de q, le QPO semble être produit par un processus séculaire lié à la dynamique entre le JED et le SAD et donc connecté aux jets d’une certaine manière. Cette connexion est cohérente avec de précédentes études suggérant un lien entre le jet et le QPO (e.g.,Fender et al.,2009).

Ce lien entre le disque et les jets est confortée par la relation entre des QPOs détectés en infrarouge et ceux détectés en X (Casella et al.,2010;Kalamkar et al.,2015;Vincentelli et al.,

2018). En effet,Casella et al.(2010) ont par exemple observé l’émission d’un QPO infrarouge (qu’ils interprètent comme une signature de la variabilité du jet) parvenant à l’observateur 100 ms plus tard que le QPO de la bande X illustrant ainsi la connexion entre la dynamique du jet et celle du disque.

Bien que nous ayons identifié la connexion entre les QPOs de type C et le rayon de tran-sition r_J, il reste à découvrir quel processus se cache derrière cette relation dans le cadre de ce modèle et la raison pour laquelle les QPOs de type B ne suivent pas la même corrélation. Sont-ils issus d’origines physiques différentes, et à ce moment quelle est l’origine des QPO de type B ? Si, au contraire, nous observons le même phénomène, quelle est donc l’origine des différences de signatures distinguant QPO B et C ?

Nous nous sommes jusqu’à présents intéressés à l’évolution spectrale et temporelle d’une source au cours de son éruption, et nous nous sommes placés dans le cadre d’un modèle théorique afin d’expliquer ces transitions. Il est aussi intéressant d’aborder les sources d’un

point de vue « statique » (i.e. de regarder leurs propriétés à un instant t, ou du moins dans un état particulier). Nous allons donc dorénavant utiliser INTEGRAL qui nous permettra d’accéder à l’émission des rayons X « standards » (la même plage que celle couverte par RXTE), mais aussi de nous projeter à plus haute énergie et nous interroger sur les différents mécanismes d’émission.