10.5.1 Description . . . 161 10.5.2 Origine physique . . . 161 10.5.3 Modélisation . . . 162 10.5.4 Résultats . . . 162 10.6 Profils fins . . . 164 10.6.1 Description . . . 164 10.6.2 Origine physique . . . 164 10.6.3 Modélisation . . . 165 10.6.4 Résultats . . . 165 10.7 Raie Hα . . . 165 10.7.1 Description . . . 165 10.7.2 Origine physique . . . 165 10.7.3 Modélisation . . . 166 10.7.4 Résultats . . . 166
10.8 Résumé des informations dérivées à partir de la spectroscopie X-Shooter. . . 167
TABLE DES MATIÈRES
10.8.2 Disque externe et vent de disque . . . 167
10.9 Inclinaison du système. . . 167
10.9.1 L’inclinaison dans la littérature . . . 168
10.9.2 Ce qu’apporte X-Shooter . . . 168
10.9.3 Conclusions sur l’inclinaison . . . 168
10.10Estimation de la distance . . . 169
10.10.1Mesures astrométriques . . . 169
10.10.2Corrélation avec des sites de formation stellaire . . . 170
10.10.3Inversion de la distance par combinaison des hypothèses . . . 172
11 Distribution spectrale d’énergie large bande 173
11.1 Description des données. . . 173
11.1.1 Ré-échantillonnage des données. . . 173
11.2 Géométrie attendue . . . 174
11.3 Contribution du disque . . . 175
11.4 Contribution du rebord interne du disque . . . 175
11.5 Contribution de l’étoile centrale . . . 176
11.5.1 Cas R∗< Hr i m . . . 176
11.5.2 Cas R∗>Rr i m . . . 177
11.5.3 Contribution totale . . . 177
11.6 Méthode de rougissement artificiel des données . . . 177
11.6.1 Continuum de l’extinction interstellaire . . . 177
11.6.2 Prise en compte des raies d’absorption des silicates . . . 178
11.7 Résumé, méthode et hypothèses . . . 179
11.7.1 Géométrie . . . 179
11.7.2 Méthode d’ajustement. . . 180
11.7.3 Hypothèses . . . 180
11.8 Résultats de l’ajustement de la SED . . . 181
11.8.1 Rebord interne fixé à la température de sublimation . . . 181
11.8.2 Contraintes apportées par la spectroscopie X-Shooter . . . 182
11.9 Discussions sur les résulats d’ajustement de la SED . . . 184
11.9.1 Températures . . . 184
11.9.2 Inclinaison. . . 184
11.9.3 Dimensions du rebord interne irradié . . . 184
11.9.4 Visibilité de l’étoile centrale . . . 184
11.9.5 Limites du modèle . . . 185
12 Modélisation d’atmosphère stellaire 187
12.1 Le code PoWR . . . 187
12.2 Résultats . . . 187
12.3 Discussions . . . 189
12.3.1 Raies d’hydrogène . . . 189
12.3.2 Raies d’hélium . . . 189
12.3.3 Vitesse terminale du vent stellaire . . . 189
Conclusion de la quatrième partie 191
Introduction de la quatrième partie
Petit historique des binaires de grande masse
Si la première binaire de faible masse, Scorpius X-1, a été détectée dans les X par une mission dirigée par Riccardo GiacconiGiacconi et al. (1962), la première binaire de grande masse a été découverte par Herbert Gursky, un de ses collègues (Gursky et al. 1963). Cette binaire, c’est Cygnus X-1, et elle est certainement la binaire X la plus étudiée. Pour se faire une idée, ce ne sont pas moins de 717 articles qui sont publiés dans des revues à comité de lecture qui comportent son nom dans leur titre. Pour comparer, ce chiffre est de 355 pour Scorpius X-1, et est de "seulement" 144 pour Vela X-1, une autre binaire de grande masse très connue.
Cygnus X-1 a en effet suscité un grand intérêt dans la communauté, notamment parce qu’elle est le premier candidat trou noir identifié dans notre galaxie. Mais elle est aussi particulière du fait que son étoile compagnon, la supergéante HDE 226868, remplit quasiment son lobe de Roche tout en émettant un vent stellaire intense (Sowers et al. 1998). Le trou noir est donc à la fois alimenté par un disque d’accrétion et par le vent de son compagnon.
Comme évoqué dans l’introduction de la partieIII, le satellite INTEGRAL a chamboulé le pay- sage des binaires X de grande masse, grâce à une sensibilité accrue et sa capacité à observer une grande portion de ciel à la recherche de phénomènes transitoires. Le satellite permet de détecter deux nouvelles catégories de binaires de grande masse : les systèmes obscurcis, et les systèmes transitoires supergéants rapides (SFXT, Supergiant Fast X-ray Transients). Les premiers sont ca- chés derrière du matériel opaque, qui s’organise localement au niveau de l’objet compact voire même autour du système tout entier. Les seconds passent par des phases de sursauts rapides (∼3– 8 h) entrecoupés de périodes de quiescence qui défient les limites de sensibilité des observatoire à haute énergie (Negueruela et al. 2006). Ce qui est remarquable, c’est qu’avant INTEGRAL, la com- munauté recensait une douzaine de systèmes supergéants, et le faible nombre était attribué à une rareté intrinsèque. Le rapport entre systèmes de grande masse et systèmes supergéants était d’en- viron 10 pour 1. INTEGRAL rétablit la balance, si bien qu’en 2013 ce rapport est passé à presque 1/1 selonColeiro et al.(2013) ! En 2019, le recensement effectué en partieIIfait état des sytèmes dont le compagnon a été confirmé par spectroscopie, et dénombre 52 binaires de grande masse de type OB V contre... 54 de type OB III-I (38 en se limitant uniquement aux supergéantes). Ainsi, les systèmes avec un compagnon évolué sont maintenant majoritaires au sein des binaires X de grande masse.
L’augmentation du nombre de binaires avec un compagnon massif et évolué implique aussi l’apparition de systèmes avec des caractéristiques quelque peu extrêmes. Les étoiles massives sont en effet propices pour alimenter leur environnement en éléments lourds, que ce soit via leur vent stellaire intense ou à la fin de leur vie quand elles explosent en supernova. Parmis elles, IGR J16318-4848 est probablement celle qui se démarque le plus en terme d’environnement complexe et exotique.
Histoire de la source
IGR J16318-4848 est une binaire de grande masse que l’on connait maintenant depuis plus de 15 ans. C’est la première source à être détectée par le satellite INTEGRAL (Courvoisier et al. 2003), et il est alors nécessaire de créer une nouvelle catégorie pour la classer.
D’une part, sa variabilité à haute énergie se mesure sur une échelle de temps inférieure à une heure, avec des sursauts espacés d’une dizaine d’heure entrecoupés de périodes d’inactivité pou- vant s’étendre à plusieurs jours. Ce comportement suggère que IGR J16318-4848 est alimentée par un objet compact accrétant le vent stellaire d’une étoile compagnon (Revnivtsev et al. 2003). D’autre part, son rayonnement est fortement absorbé. La densité de colonne d’hydrogène mesu- rée en X est estimée à environ NH ∼ 2×1024cm−2, ce qui est mille fois supérieur à la moyenne
Introduction de la quatrième partie
galactique (Matt & Guainazzi 2003;Walter et al. 2003).
FIGURE8.4 – Champ de vue XMM/EPIC autour d’IGR J16318-4848. La source est centrée sur l’image.
Ces caractéristiques indiquent qu’IGR J16318-4848 est probablement une binaire de grande masse avec un compagnon supergéant massif, qui cède de sa matière via un vent stellaire intense venant s’accréter sur un objet compact.
Des observations en optique/infrarouge ont lieu peu après sa découverte (Filliatre & Chaty 2004) et révèlent que bien que l’absorption soit très prononcée, elle est cent fois moins impor- tante dans le domaine visible que dans les X. Ainsi, il est possible que le site d’émission a haute énergie (l’objet compact et son environnement) soit entouré d’une accumulation de matériel ren- dant la zone opaque, et que ce soit l’étoile centrale qui participe majoritairement au rayonnement optique. Certaines raies spectrales montrent un profil particulier en P-Cygni qui témoigne d’un milieu absorbeur en expansion vers l’observateur – le vent stellaire de l’étoile centrale. Le spectre d’IGR J16318-4848 présente aussi des raies issues de transitions interdites du fer, qui nécessitent des conditions physiques bien particulières qui ne sont pas habituellement rencontrées au voisi- nage d’une étoile aussi lumineuse.
Plus tard, d’autres observations en infrarouge montrent un excès d’émission dans ce domaine (Kaplan et al. 2006;Moon et al. 2007) qui peut être attribué à l’émission de corps noir de matériel plus froid mais aussi de dimension bien plus importante, comme un disque circumstellaire pour- rait le faire. En effet,Ibarra et al.(2007) suggère que le matériel qui s’organise autour de l’étoile n’est pas homogène, et se répartirait plutôt dans un plan équatorial, qui de notre point de vue serait présenté quasiment par la tranche, expliquant alors l’absorption massive que subi le rayon- nement d’IGR J16318-4848.
La dernière étude spectrale de cette binaire est publiée parChaty & Rahoui(2012). Il y est suggéré de faire un parallèle avec les étoiles de type Herbig Ae/Be, ces étoiles qui comportent jus- tement un disque équatorial, et dont le rebord interne est irradié par l’étoile et chauffe assez pour devenir une source non-négligeable de rayonnement en plus d’agir comme bouclier qui protège le reste du disque du rayonnement de l’astre central.Dullemond et al.(2001) présente justement un modèle qui donne la géométrie du milieu circumstellaire dans ce genre de sources (fig.8.5), etLachaume et al.(2007) applique ce modèle sur l’étoile B[e] Hen 3-1191 en faisant l’hypothèse simplificatrice que le matériel s’organise uniquement dans un plan équatorial, en 2 dimensions.
Récemment,Iyer & Paul(2017) confirment la présence d’un signal périodique à haute énergie qui avait d’abord été suggéré parJain et al.(2009). Avec des données du satellite Swift s’étalant sur 10 ans, les auteurs dérivent une période de 80.09 jours et l’attribuent à la période orbitale du système binaire. La courbe de lumière obtenue en repliant les données sur une période montrent
Introduction de la quatrième partie
FIGURE8.5 – Géométrie proposée pour un disque circumstellaire irradié. Source : présenté dansDullemond
et al.(2001).
la présence de deux pics distincts d’activité (fig.8.6), les sursauts de la binaire arrivant préféren- tiellement pendant le pic principal. Les auteurs montrent aussi une corrélation entre l’intensité d’un sursaut et la période d’inactivité qui suit. Ce comportement est plutôt caractéristique de sys- tèmes alimentés par un disque d’accrétion, qui une fois déplété lors d’un sursaut important met du temps à se reformer.
FIGURE8.6 – Courbe de lumière de IGR J16318-4848 issue des données Swift. Deux phases sont représen-
tées, et on y distingue deux pics récurrents d’activité. Source : présenté dansIyer & Paul(2017).
Motivations et présentation de l’étude
Ainsi, IGR J16318-4848 est une source complexe et encore mal comprise. L’absorption im- portante est à la fois une conséquence de sa géométrie, qu’il faudrait expliquer, mais aussi un frein observationnel majeur, car même un télescope de 8 m est tout juste suffisant pour acqué- rir un spectre optique dans un temps raisonnable. L’intérêt d’étudier cette source est pourtant double. D’une part, les binaires sgB[e] obscurcies sont des objets rares, et les chemins théoriques qui mènent à la formation de tels systèmes restent encore à trouver ; leur avenir est tout autant incertain. D’autre part, étudier cette source pourrait aussi permettre d’apporter des réponses sur comment s’organise l’environnement local des étoiles massives. En effet, d’autres étoiles massives (pas forcément en couple) présentent des caractéristiques similaires, notamment par la présence de matériel circumstellaire (par exemple les étoiles en formation de Herbig Ae/Be).
Dans cette partie, on va donc tenter d’apporter plus de précisions sur l’environnement d’IGR J16318-4848. À la base, ce sont des observations spectroscopiques réalisées en 2012 en optique/infrarouge
Introduction de la quatrième partie
qui ont motivé cette étude : à elles-seules, ces données auraient pu justifier d’une publication. Mais il nous a été possible de rassembler des observations antérieures, à d’autre longueurs d’ondes, pour produire une analyse encore plus poussée. Finalement, il a même été possible de collaborer avec A. Sanders de l’Observatoire d’Armagh pour ajouter à ce projet une composante de modéli- sation qui permet d’avoir une autre approche, complémentaire.
On commencera par présenter toutes les données observationnelles qui constituent la base de cette étude au chapitre9. Ensuite, on passera en revue toutes les informations que nous avons pu dériver à partir du spectre optique/infrarouge d’IGR J16318-4848 au chapitre10. La distribution spectrale large bande de la source sera modélisée et ajustée au chapitre11, tandis que la mo- délisation d’atmosphère et de vent stellaire sera présentée au chapitre12. On conclura enfin en résumant les informations clés obtenues dans cette étude, et on fera état des questions qui restent en suspens sur cette source.
Chapitre 9
Données observationnelles en optique, in-
frarouge proche et moyen
9.1 Spectroscopie visible/infrarouge : VLT/X-Shooter
C’est justement avec des données provenant du Very Large Telescope que nous avons tenté de révéler les raisons de cette complexité. Les observations d’IGR J16318-4848 ont eu lieu en juillet 2012 (P.I. Chaty) au site de Paranal à l’ESO, suivant le programme ID 089.D-0056(A). L’instrument utilisé, X-Shooter, était monté au foyer Cassegrain de la deuxième unité du VLT.
9.1.1 VLT/X-Shooter : caractéristiques de l’instrument, acquisitions
Ce spectrographe se compose de trois bras (UVB, VIS et NIR) qui se partagent le spectre des ultraviolets à l’infrarouge sur trois détecteurs différents. Chaque bras disperse le rayonnement sur plusieurs ordres, qui apparaissent les uns au-dessus des autres sur le détecteur (voir figure9.1). C’est le principe de la spectrographie Echelle, qui permet d’obtenir des spectres avec une très grande dispersion spectrale sur un détecteur de taille réduite, pour le coût d’une réduction de données plus complexe qu’un spectrographe classique.
FIGURE9.1 – Illustration d’un spectre produit par X-Shooter. Ce spectre est issu d’un quasar distant. Il
montre la capacité de l’instrument à explorer une large gamme de longueur d’onde, et ce avec une très bonne résolution. Le spectre issu du bras UVB est en bleue, celui du bras VIS en vert/jaune et celui du bras NIR en jaune/rouge. Source : ESO.
Le bras UVB
Il est équipé d’une fente de 0.5"×11" afin d’isoler notre cible des autres sources dans le ciel. Cela lui confère une résolution spectrale RUVB=9700 (ou 31 km s−1). Sa gamme de fonctionnement
s’étend de 300 à 560 nm, et la dispersion spectrale est telle que l’on obtient un échantillonnage final de 0.02 nm px−1. Parce que l’on sait au préalable que la source est très absorbée, la bonne stratégie d’observation consiste à prendre des poses unitaires plus longues pour minimiser l’im- pact du bruit de lecture. Ainsi, quatre poses de 300 s chacunes ont été réalisées. Dans cette gamme de longueur d’onde, l’utilisation du nodding n’est pas mandatoire, car l’émission du fond de ciel
CHAPITRE 9. DONNÉES OBSERVATIONNELLES EN OPTIQUE, INFRAROUGE PROCHE ET MOYEN
est très faible ; cependant toutes les acquisitions ont quand même suivi cette procédure car elle est nécessaire en infrarouge proche.
Le bras VIS
Il est équipé d’une fente de 0.7"×11", légèrement plus large que pour le bras UVB. Cependant, le système dispersant étant différent pour chaque bras, il s’avère que le bras VIS dans cette confi- guration atteint une résolution spectrale légèrement supérieure que le bras UVB, avec RVIS=11400
(ou 26 km s−1). Il fonctionne dans la plage 530–1020 nm et permet d’obtenir des spectres échan- tillonnés à 0.02 nm px−1. De la même manière que pour le bras UVB, quatre acquisitions de 300 s chacune ont été réalisées.
Le bras NIR
Ce bras possède une fente de 0.6"×11" ce qui lui confère une résolution spectrale RNIR=8100
(ou 37 km s−1). Sa gamme spectrale va de 994 à 2580 nm et produit des spectres échantillonnés à 0.06 nm px−1. À la différence des deux autres bras, on sait que IGR J16318-4848 devient rapidement
très brillante en infrarouge proche, allant jusqu’à une magnitude 7.2 en bande K. Ainsi, il n’est ni nécessaire ni possible d’effectuer des poses aussi longues qu’en VIS ou UVB. Les acquisitions consistent donc en vingt intégrations de 10 s. Le nodding est ici crucial car l’émission de fond de ciel devient prépondérante et cette technique permet de la retrancher efficacement lors de la réduction des données.
9.1.2 Réduction des données X-Shooter
Il existe un pipeline dédié pour l’instrument X-Shooter développé par l’ESO, qui s’utilise no- tamment avec le logiciel EsoReflex (voir l’interface en figure9.2). Le pipeline peut aussi bien être utilisé pour réaliser des réductions à la chaîne que de manière interactive. En effet, les diverses procédures de la réduction ont été faites pour donner des résultats satisfaisants dans la majorité des cas (source assez brillante, météo favorable...). Cependant il peut arriver que la réduction au- tomatisée ne donne pas des résultats exploitables. Dans ce cas, il faut donc passer manuellement en revue chaque étape pour réajuster certains paramètres au cours de la procédure.
FIGURE9.2 – Diagramme fonctionnel du pipeline X-Shooter sur EsoReflex.
X-Shooter étant un spectromètre échelle, la réduction doit passer par plusieurs étapes d’iden- tification et d’extraction des différents ordres. Un premier passage est réalisé à partir d’un spectre acquis sur une lampe à arc derrière une fente consituée d’un simple trou (pinhole, fig.9.3a). Cela permet de détecter l’allure générale des ordres et de trouver une solution approximative en lon- gueur d’onde. Le centre de chaque ordre est ajusté par une fonction polynomiale. Ensuite, une image prise sur une lampe à plage de lumière uniforme devant une fente classique est utilisée pour détecter et ajuster les bords de chaque ordre, ainsi que pour corriger la réponse à grande
CHAPITRE 9. DONNÉES OBSERVATIONNELLES EN OPTIQUE, INFRAROUGE PROCHE ET MOYEN
échelle du détecteur. Une dernière image de calibration, acquise encore une fois sur une lampe à arc mais avec une fente composée de 9 trous (fig.9.3b), permet d’affiner la calibration en longueur d’onde et de corriger la dépendance de la courbure du spectre avec la position dans la fente.
(a) Lampe à arc, fente à trous (1)
(b) Lampe à arc, fente à trous (9)
FIGURE9.3 – Images de calibration pour la solution en longueur d’onde et la dépendance spatiale des
spectres.
Une fois toutes les solutions spatiales et spectrales trouvées, le pipeline effectue la réduction du spectre d’une étoile standard, idéalement acquis pendant les observations de la cible d’inté- rêt. Les raies du spectre sont automatiquement ajustées et retranchées, ainsi que sa distribution spectrale d’énergie (prise soit dans une banque de données de spectres standards, soit ajustée par un corps noir). Cet opération vise à déterminer précisément la réponse spectrale du détecteur et à apporter une calibration en flux physique.
Enfin, il est possible de réduire le spectre de la cible d’intérêt en réappliquant les solutions spatiales et spectrales pour extraire un spectre 1D à partir de l’image 2D et d’obtenir un spectre calibré en flux et en longueur d’onde de la source. On montre en figure9.4cette dernière opération, qui extrait le spectre 2D (panel bas) qui est une composition des acquisitions en nodding avec les deux spectres en négatif issus de chacune des positions de nod et le spectre en positif qui est l’addition des deux autres.
Le pipeline produit un spectre extrait brut et un calibré en flux. On voit sur le deuxième pan- neau de la figure9.4que le signal du spectre calibré chute rapidement après 2.2µm. C’est un arté- fact de calibration, causé par une mauvaise estimation de la réponse spectrale à partir du spectre de l’étoile standard. Dans le cas d’IGR J16318-4848, le pipeline n’est pas capable de donner une calibration satisfaisante de manière automatique. Ainsi, nous avons procédé à une calibration en flux manuelle.
9.1.3 Calibration additionnelle en flux
Comme on vient de le voir, le pipeline de réduction dédié à l’instrument X-Shooter permet de réduire, en même temps que les données de la cible d’intérêt, des acquisitions sur une étoile standard brillante. Le spectre est automatiquement ajusté par un modèle choisi dans une table de
CHAPITRE 9. DONNÉES OBSERVATIONNELLES EN OPTIQUE, INFRAROUGE PROCHE ET MOYEN
FIGURE9.4 – Extraction du spectre X-Shooter avec EsoReflex. En haut, le specre 1D brut. Au milieu, le
spectre 1D calibré en flux. En bas, le spectre 2D résultat de la procédure de nodding.
spectres stellaires, ce qui permet de trouver la courbe de réponse spectrale de l’instrument, qui permet non-seulement de corriger l’allure des spectres mais aussi de calibrer de manière absolue leur flux en unité physique.
Cependant, il n’est pas garanti que cette opération se déroule parfaitement à chaque fois. Dans notre cas, la réponse spectrale, notamment au bord du détecteur infrarouge (NIR) n’est pas bien ajustée et la calibration absolue en flux se retrouve altérée. Cela entraine notamment une discon- tinuité en flux entre le spectre issu du détecteur NIR et celui du détecteur VIS, ainsi que la présence d’artéfacts qui détruisent l’allure du continuum après 2.2µm.
Puisque la réduction automatique ne donne pas de résultats satisfaisants, nous avons réalisé manuellement les opérations qui posent problème. D’abord, nous avons extrait indépendamment le spectre brut de l’étoile standard (HD 145412), dont le signal peut se mettre sous la forme :
Sν(ν) = Rν× µ Ff eat+ µ R∗ D∗ ¶2 Bν(ν,T) ¶ × A∗ν× Aat mν (9.1)
où Rνest la réponse spectrale que l’on cherche à isoler. Le spectre physique de l’étoile est porté par son continuum, considéré comme un corps noir qui suit la loi de Planck Bν(ν,T) à laquelle s’additionnent des raies (en absorption dans notre cas) données par Ff eat. Le spectre est rougi par
l’absorption interstellaire A∗νet altéré par l’absorption tellurique Aat mν .
Le dérougissement se fait en calculant la courbe de transmission interstellaire grâce aux équa- tions données dansCardelli et al.(1989) pour le domaine visible/infrarouge. Pour l’étoile standard HD 1455412, nous avons utilisé les valeurs suivantes pour le calcul de l’absorption : AV=0.77 et