spectres synchrotrons typiques d’un jet dans l’état dur (Russell et al., 2011). Les données
quasi-simultanées obtenues avec RXTE corroborent ces résultats et observent aussi, de
ma-nière plus surprenante, un durcissement inattendu des spectres X (Russell et al.,2011). En
effet, alors que les spectres X du 16 septembre affichaient nettement la présence de la
com-posante du disque d’accrétion, celle-ci est absente des spectres X du 10 octobre. De plus,
1. Précisément, amplitude de variabilité relative, correspondant à l’écart type mesuré de la courbe de lu-mière divisé par le flux moyen.
l’indice de la loi de puissance utilisée pour l’ajustement des données décroît de ∼1.9 le 16
septembre à∼1.7 le 10 octobre. Il apparaît alors que la transition entre l’état dur
intermé-diaire et l’état mou interméintermé-diaire s’est interrompue et que MAXI J1836-194 se retrouve à
nouveau dans le coin supérieur droit du diagramme dureté-intensité. À partir de novembre
2011, les flux multi-longueurs d’onde de MAXI J1836-194 déclinent (Ferrigno et al.,2012). Il
est acté, à la fin du premier semestre 2012, que MAXI J1836-194 est retourné dans un état
quiescent malgré une -courte- période active au cours du mois de mars (Yang et al.,2012).
2.1.2 Attrait et particularités
L’excellente couverture multi-longueurs d’onde de l’éruption de MAXI J1836-194 offre
une opportunité unique pour l’étude et la modélisation de l’émission de jets relativistes.
La découverte de cette nouvelle source X étant intervenue au commencement même de sa
phase éruptive, les instruments de la campagne d’observations sont parvenus à collecter une
base de données substantielle qui suit l’évolution physique du jet au cours du cycle spectral,
et notamment au cours des transitions d’état. De telles mesures sont cruciales pour
identi-fier les acteurs et les phénomènes à l’origine de ces éjections et ainsi donc améliorer notre
compréhension du mécanisme de propulsion de matière.
Comme évoqué précédemment, la transition entre l’état dur intermédiaire et l’état mou
intermédiaire observée à partir du 2 septembre s’est vu interrompue. Au contraire, on a par
la suite observé un durcissement de l’émission X indiquant alors un retour de la source vers
l’état dur. Cette transition ratée
3eu la conséquence fâcheuse de ne pas permettre d’étudier
précisément le moment clé de la transition dur-mou/mou-dur pendant lequel le jet
dispa-raît/apparaît mais a cependant eu pour effet propice de maintenir le jet compact en activité
tout au long de l’éruption (Russell et al.,2013).
MAXI J1836-194 se démarque également des autres LMXBs de par son émission optique.
En effet, tandis que la plupart des sources X sont dominées par le disque d’accrétion dans le
domaine du visible, MAXI J1836-194 est dominée par l’émission synchrotron optiquement
mince en provenance du jet (Russell et al., 2014b). Par conséquent, il devient possible de
suivre l’évolution de la cassure spectrale (break) en fréquence séparant les régimes
opti-quement mince et épais tout au long de l’éruption. Cette curiosité est très probablement
la conséquence d’un très faible angle d’inclinaison, ici estimé entre 4° et 15° (le plus petit
angle mesuré auparavant était∼20°) parRussell et al.,2014baprès analyse des raies
d’émis-sion Hαet He IIλ4686 pour une distance entre 4kpc et 10kpc.
Enfin, MAXI J1836-194 présente une corrélation entre sa luminosité radio et sa
lumino-sité X qui ne suit ni la branche standard ni la branche singulière. En effet,Russell et al.,2015
mesura un indice de 1.8 bien plus élevé que l’indice 1.4 de la branche singulière, et ce, y
compris pendant la succincte phase d’activité de mars 2012. Pour l’expliquer, il proposa un
scénario pour lequel, compte tenu du faible angle d’inclinaison, le boost relativiste est
va-riable au cours de l’éruption
4. Plus précisément, il y est supposé que le facteur de Lorentz
du jet compact augmente avec la luminosité X (d’un facteur∼3-4 entre les deux luminosités
X extrema).
3. VoirBrocksopp et al.,2004pour plus d’informations. 4. À condition que la source soit située à plus de 8kpc.
2.1. MAXI J1836-194
Dureté (6-16 keV)/(2-6 keV)
In
te
ns
ité
(
2-20
k
eV
)
FIGURE2.1 – Diagramme dureté-intensité de l’éruption de MAXI J1836-194 en 2011. La ligne noire représente l’évolution temporelle suivant les directions indiquées par les flèches. (1) 3 septembre, (2) 16 septembre, (3) 26 septembre, (4) 12 octobre, (5) 27 octobre.
2.1.3 Les données multi-longueurs d’onde
J’utilise, dans cette étude, cinq jeux de données multi-longueurs d’onde collectés
quasi-simultanément par plusieurs instruments entre le 3 septembre et le 27 octobre de l’éruption
de 2011. Ces données spectrales s’étalent du domaine radio jusqu’au domaine des rayons X
et sont identiques à celles exploitées parRussell et al.,2013etRussell et al.,2014a
5. Les
don-nées radio proviennent du VLA, les dondon-nées submillimétrique du SMA, les dondon-nées
infra-rouge moyen du VLT, les observations dans le visible sont issues des deux télescopes Faulkes
et de l’instrument UVOT de Swift (qui collecte également des données dans le domaine
ul-traviolet) et enfin les données X ont été recueillies par l’instrument XRT de Swift et par RXTE.
Cet ensemble d’observations suit la transition de MAXI J1836-194 entre l’état dur et l’état dur
intermédiaire du début du mois de septembre ainsi que la transition ratée chevauchant la fin
du mois de septembre et le début du mois d’octobre (voir Figure2.1). La source étant dans
l’état dur le 3 septembre, dans l’état dur intermédiaire le 16 septembre et le 26 septembre, et
finalement, de retour dans l’état dur les 12 octobre et 27 octobre.
5. Un sixième jeu de données (12 septembre) a été volontairement négligé par manque de données de ti-ming rapide en rayons X, absolument indispensables à notre étude.
2.1.4 Comportement de la cassure
La fréquence de coupure séparant les régimes optiquement mince et optiquement épais
Dans le document
Émission multi-longueurs d'onde du jet compact de MAXI J1836-194
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