Résultats du recensement des binaires accrétantes

5.5.1 Détails des binaires de grande masse . . . 79

Conclusion de la deuxième partie 83

Introduction de la deuxième partie

Petit historique des catalogues astronomiques...

Les premières listes d’objets astronomiques sont des catalogues d’étoiles, et apparaissent vers -400 av. J.C en Asie, en Grèce puis au Moyen-Orient pendant le Moyen-Âge. Le premier catalogue moderne est attribué à Johann Bayer, qui par ailleurs est l’inventeur de la désignation des étoiles d’une constellation suivant l’alphabet grec et selon leur éclat décroissant.

Plus tard, Charles Messier cherche à identifier des comètes et se propose alors d’établir une liste d’objets célestes qui y ressemblent, mais qui n’en sont pas – une liste rouge en quelque sorte. Il publie la première édition du "Catalogue des nébuleuses et des amas d’étoiles" en 1774 (Mes- sier 1774), qui compte aujourd’hui 110 objets. Typiquement, ce sont des sources qui apparaissent diffuses à l’œil nu ou avec les instruments de l’époque, mais qui sont immobiles par rapport aux étoiles voisines. Il s’agit majoritairement de nébuleuses diffuses, de nébuleuses planétaires, d’amas ouverts, d’amas globulaires et de galaxies, tous issus de ce qu’on appelle en astronomie amateur le ciel profond, région qui désigne tout ce qui est situé en dehors de notre système so- laire.

Ce catalogue n’est plus utilisé que dans le domaine amateur, comme base de référence pour trouver des objets facilement observables avec des instruments de taille modeste. Car si chacun des objets du catalogue Messier a un intérêt scientifique, le catalogue en lui-même en possède peu. La raison la plus importante est que le seul critère d’appartenance au catalogue est basé sur ce que les objets observés ne sont pas : en l’occurrence, pas des comètes. Ces objets ne sont donc pas regroupés sur une base de caractéristiques intrinsèques communes. De plus, le catalogue en lui-même ne recense que la position des sources dans le ciel et leur nature (bien qu’approximative pour certaines d’entre-elles à l’époque).

Un catalogue de sources astronomiques peut pourtant devenir un outil puissant, à condition qu’il soit réalisé à partir de critères objectifs et qu’il prodigue des mesures sur une ou plusieurs observables effectuées de manière comparable sur toutes les sources. Un exemple récent est celui du catalogue publié par la collaboration Gaia (Collaboration et al. 2018), qui compte presque 1.7 milliard d’étoiles et donne des mesures de magnitude visible, de parallaxe, de vitesse propre et de vitesse radiale. L’objectivité de ce catalogue est prouvée par le fait qu’on peut l’utiliser pour étudier des aspects de l’astrophysique très différents (cartographie des étoiles et du milieu interstellaire, mouvements imprégnés après l’explosion de supernova, etc) car la nature des informations qui y sont répertoriées n’est pas sujette à interprétation. Ces données sont en effet uniquement des mesures, indépendantes de tout modèle astrophysique.

Depuis la découverte du premier système binaire accrétant en 1962 (Giacconi et al. 1962), des missions spatiales dédiées dans le domaine des hautes énergies (OAO, TD1, UHURU, Granat, Exo- sat...) permettent des découvertes continuelles de nouvelles sources X dont certaines sont des systèmes binaires. La première référence de catalogue de binaires X qu’on peut trouver revient à

Ritter(1984), qui comporte une liste de systèmes de faible masse ainsi que de variables cataclys- miques, mais c’estvan Paradijs(1995) qui publie le premier catalogue comprenant des binaires X de faible et grande masses.

Motivations

Le catalogage de binaires X est une tâche un peu particulière. D’une part, la succession de sa- tellites X/gamma de plus en plus performants depuis les dernières décénnies a permis de décou- vrir continuellement de nouvelles sources. D’autre part, la nature variable des systèmes accrétants fait que même avec le plus performant des observatoires, il est nécessaire pour certaines binaires d’entrer en sursaut d’activité avant que nous puissions les détecter. De plus, l’identification de la nature d’une source de rayons X nécessite un suivi optique ou infrarouge pour lever toute am-

Introduction de la deuxième partie

biguïté sur sa nature (ce qui fait notamment l’objet de la partieIII). Ainsi, nombre de sources X déclarées comme des binaires en premier lieu se sont fait reclasser par la suite en noyau actif de galaxie, et inversement. C’est aussi vrai pour la catégorisation entre binaires de faible et de grande masse, ainsi qu’entre variables cataclysmiques.

Au rythme actuel, rassembler l’état des connaissances sur les binaires X sous forme de cata- logue est donc sujet à des changements assez rapides. On propose dans cette partie d’effectuer un recensement des binaires accrétantes, en prenant comme base les catalogues pré-existants et en mettant à jour, du mieux possible, les informations de base concernant ces sources. Ce projet est initalement parti d’une volonté de faire un état des lieux au début de la thèse, pour se fami- liariser avec les sources connues et avoir une base de données personnelle qui pourrait servir de support pour d’autre études. Ce travail s’est finalement déroulé tout le long de la thèse, bénéficiant de mises à jour ponctuelles, pour finir par être partiellement utilisé comme base dans un projet annexe (dirigé par Federico Garcia) portant sur une étude de population de binaires de grande masse.

On commencera donc par présenter les catalogues qui nous serviront de base en section5.1, puis on donnera quelques détails concernant la corrélation croisée de ceux-ci en section5.2. On verra ensuite comment le croisement avec les données de l’Observatoire Virtuel (section5.3) nous a amené à effectuer une mise à jour un peu plus pointue des informations sur les binaires X de grande masse, et plus particulièrement de voir comment le satellite Gaia peut contribuer à leur catalogage (section5.4), pour enfin conclure sur ce projet de recensement.

Chapitre 5

Recensement : catalogues, corrélations croi-

sées et mises a jour

5.1 Les catalogues

5.1.1 Le catalogue des sources INTEGRAL

Depuis le lancement du satellite INTEGRAL en 2003, plusieurs catalogues des sources détec- tées ont étés publiés (Bird et al. 2006,2007,2010), et le dernier en date (Bird et al. 2016) contient 939 sources. Typiquement, on peut séparer ces sources en deux catégories : les sources persis- tantes (820) et les sources transitoires (119). Leur nature est très variable, car on y retrouve en effet des noyaux actifs de galaxies, des binaires X (LMXB, HMXB), des variables cataclysmiques (CV), des rémanents de supernova, des pulsars, des sursauts gamma, et même une détection associée à un nuage moléculaire. Cependant, ce sont bien les sources accrétantes qui dominent le catalogue (70%). Une autre population importante de ce catalogue (23%) est consituée de sources de nature inconnue.

Les mesures données dans le catalogue concernent la position des sources, leur flux moyen dans deux des bandes couvertes par l’imageur IBIS du satellite (20–40 keV et 40–100 keV) et leur variabilité. Concernant le type de source, il est principalement issu d’études indépendantes, qui au fur et à mesure du temps ont régulièrement reclassés certaines sources notamment grâce à des suivis optiques/infrarouges, très complémentaires des observations aux hautes énergies car ils viennent sonder des régions qui permettent de différencier la nature des sources (rayonnement stellaire, disque d’accrétion...). L’identifiant de chaque source est aussi un élément important du catalogue. La règle générale consiste à garder le nom associé à la première détection en X/gamma de la source ; lorsqu’INTEGRAL découvre une nouvelle source, on lui attribue le préfixe IGR suivi de ses coordonnées sexagésimales (IGR JHHMM–DDMM). On verra notamment par la suite que l’identifiant d’une source est une manière efficace de la tracer.

5.1.2 Les catalogues dédiés binaires X

La référence du catalogage de binaires accrétantes dans la Voie Lactée et les nuages de Magel- lan revient à Q.Z. Liu, J. van Paradijs et E. van den Heuvel, qui ont publié les derniers catalogues de binaires X de faible et grande masse encore utilisés aujourd’hui (Liu et al. 2000,2006,2007). Les premières versions se veulent être une mise à jour du catalogue devan Paradijs(1995). Ces catalogues consistent en une compilation exhaustive des caractéristiques de sources identifiées comme des binaires accrétantes, avec notamment leur position, identifiants, photométrie optique et flux en X mous, période orbitale, détection (ou non) de pulsation.

Par exemple, la quatrième édition de leur catalogue de binaires X de faible masse (Liu et al. 2007) recense 187 systèmes en s’appuiant sur une compilation d’informations provenant de plus de 1 750 publications portant sur des observation allant de la radio aux X/gamma. Le catalogue inclus donc beaucoup d’informations additionnelles sur chaque source, par exemple comme la présence de raies d’absorption dans leur spectre X, la détection de sursauts, ou la référence de spectres optiques/infrarouge.

Les auteurs insistent cependant sur le fait qu’une partie des sources qu’ils présentent sont encore entachées d’une certaine ambiguïté concernant leur nature. Dans le cas du catalogue de LMXBLiu et al.(2007), leur catégorisation en binaire de faible masse vient, dans certains cas, uni- quement de leur similarité de comportement aux hautes énergies avec les autres binaires formel-

CHAPITRE 5. RECENSEMENT : CATALOGUES, CORRÉLATIONS CROISÉES ET MISES A JOUR

lement identifiées. Il est donc suggéré de prendre en compte toutes les campagnes futures d’iden- tification qui viendront nécessairement compléter ce catalogue.

D’un autre côté, cette étude a aussi été l’occasion de rectifier l’association à tort de contrepar- ties optique/infrarouge aux détections X, ou bien de déterminer que certaines LMXBs qui appa- raissent dans les version antérieures du catalogue sont en fait des binaires de grande masse ou même des sources extragalactiques.

5.1.3 BlackCAT

BlackCAT est un catalogue évolutif en ligne qui vise à regrouper les candidats trou noir de masse stellaire qui sont au sein d’un système binaire X (Corral-Santana et al. 2016). Sur les 59 systèmes publiés, 18 ont bénéficié d’un suivi en vitesse radiale et la présence d’un trou noir a donc été certifiée sans ambiguïté grâce à la détermination d’une masse dynamique. Les autres candidats apparaissent dans ce catalogue encore une fois à cause de leur comportement général (variabilité à haute énergie, alternance entre sursaut et quiescence...). Ainsi, il n’est pas exclu que certains d’entre eux s’avèrent être en réalité des systèmes binaires avec une étoile à neutrons plutôt qu’un trou noir. Cependant, cette distinction n’est pas la plus importante dans ce projet, car nous nous focalisons surtout sur la masse de l’étoile compagnon plutôt que sur la nature de l’objet compact accrétant.

5.2 Corrélation croisée

Les catalogues que l’on utilise ont été réalisés par des équipes indépendantes dans des buts différents, et les informations qu’ils regroupent ne sont pas homogènes entre elles. Pour regrouper ces sources afin de créer un inventaire le plus complet possible, il faut procéder avec une certaine précaution. Nous avons donc effectué la corrélation des catalogues en plusieurs étapes afin de notamment minimiser les doublons.

Tout d’abord, nous avons corrélé les différents catalogues par la position de chaque source pondérée par leur cercle d’erreur. C’est le logiciel TOPCAT (Taylor 2005) qui a été utilisé pour cette opération. Typiquement, ce sont les sources du catalogue INTEGRAL qui ont la moins bonne lo- calisation spatiale, puisqu’elles sont issues de détection en X durs et gammas ; cependant, cela permet d’avoir rapidement une bonne idée des sources communes avec les autres catalogues. Dans un second temps, la liste obtenue après la corrélation par position a été auto-corrélée selon les différents identifiants pour détecter les doublons résiduels.

On notera que déjà à ce stade, nous avons pris en compte les résultats présentés en partieIII

(Fortin et al. 2018), qui sont trop récents pour avoir été considérés dans les catalogues utilisés au moment de leur réalisation. Bien que les variables cataclysmiques n’appartiennent pas à la catégo- rie des binaires X, nous incluons tout de même celles détectées en X durs par le satellite INTEGRAL dans le recensement, notamment car celles dont la nature est encore ambigüe pourraient s’avérer être des binaires de grande masse, et inversement (voir les discussion et résultats de la partieIII

section8.2.2qui confirment qu’il y a déjà eu des confusions entre HMXBs et CVs).

5.3 Corrélation avec l’Observatoire Virtuel

Afin de récupérer un maximum d’informations complémentaires sur ces binaires X et surtout pour mettre à jour les coordonnées de leurs contreparties, nous avons aussi procédé à une corré- lation croisée entre notre liste de sources avec l’Observatoire Virtuel du Centre de Données Astro- nomiques de Strasbourg (CDS), et notamment depuis la base de données Simbad (Wenger et al. 2000).

Après plusieurs tests de corrélations, nous avons conclu que la meilleure manière de rapa- trier de manière fiable les données de Simbad était d’effectuer une corrélation en utilisant le (ou

CHAPITRE 5. RECENSEMENT : CATALOGUES, CORRÉLATIONS CROISÉES ET MISES A JOUR

les) identifiant(s) de chaque source. En effet, les informations sur les coordonnées des sources étant très inhomogènes et sujettes à changements dans la base Simbad (avec une traçabilité par- fois difficile à remonter), la corrélation avec cette méthode retourne de nombreux doublons et de multiples faux-positifs.

Par contre, en ce qui concerne les identifiants d’une source, la base Simbad garde une très bonne traçabilité sous la forme d’une liste exhaustive de tous les identifiants disponibles. Nous possédons jusqu’à 3 identifiants différents pour chaque source, ce qui permet d’ajouter à la fiabi- lité de la corrélation.

5.3.2 Limites de la méthode de croisement

Cette opération de croisement entre notre liste de binaires et la base de données Simbad montre que cette dernière est un outil puissant lorsque l’on travaille avec un nombre conséquent de sources bien documentées, car on y retrouve aisément nos sources avec en plus nombre de références prodiguées par l’Observatoire Virtuel sur des mesures de position, paralaxe, vitesse ra- diale, photométrie et type spectral.

Cependant, on voit vite les limites des informations compilées dans Simbad, surtout concer- nant des sources comme les notres qui sont régulièrement réobservées. En effet, la mise à jour des informations d’une source sur Simbad peut être décalée de plusieurs années par rapport à la date de publication des résultats observationnels, et c’est particulièrement vrai pour les binaires X peu connues.

Par exemple, le type spectral répertorié est parfois très approximatif et la référence citée ne détaille pas la méthode utilisée pour le dériver, alors qu’il existe dans la littérature des études récentes qui précisent ces informations. Il arrive aussi très souvent qu’aucune référence ne soit donnée concernant la position de la source, et que l’incertitude de localisation ne soit pas préci- sée. Prenons l’exemple de RX J1744.7−2713, une binaire de grande masse apparaissant dansLiu et al.(2006). Au moment de faire la corrélation, on a facilement retrouvé cette source dans Sim- bad, et son type spectral été répertorié en OB+e d’aprèsStephenson & Sanduleak(1971), qui est une liste d’étoiles lumineuses établie à partir d’observations sur plaques photographiques il y a près de 50 ans. Il existe pourtant une référence bien plus récente (Lopes de Oliveira et al. 2006) qui donne une estimation plus précise du type spectral de la source (B0.5V-IIIe) et ce en se basant sur l’étude de son spectre optique, détaillée dans l’article cité.

Ainsi, nous avons donc conclu que si les informations issues de Simbad sont fiables de manière générale, c’est moins vrai lorsque l’on s’intéresse à une source en particulier. Pour notre recense- ment de binaires X, le plus important est d’être confiant sur la chaîne d’association de contre- parties des gammas à l’optique/infrarouge, et d’avoir une estimation robuste du type spectral de l’étoile compagnon du système, qui nous permet de la catégoriser facilement en LMXB, HMXB ou CV.

5.4 Projet Gaia ⊗ HMXB

À ce stade, la question suivante s’est posée : est-ce que notre recensement peut-être utile en l’état, ou est-ce que nous devrions aller plus loin et minutieusement chercher l’ensemble des in- formations disponibles pour chaque source ? Cette question est légitime, car au départ ce projet n’a jamais prétendu aboutir à un catalogue complet, mais plutôt à un recensement simple qui per- mettrait de faire le point sur la population actuelle de binaires X connues. Mais nous avons pris conscience de l’utilité que pourrait avoir un catalogue exhaustif et à jour, notamment lorsque Fe- derico Garcia a intégré notre équipe en tant que post-doc, et a commencé à travailler sur l’étude du kick natal subi par les systèmes binaires X de grande masse. Il a été noté que le travail de recen- sement effectué pourrait être une base très intéressante pour ce projet et que chacunes des parties bénéficierait d’une collaboration.

CHAPITRE 5. RECENSEMENT : CATALOGUES, CORRÉLATIONS CROISÉES ET MISES A JOUR

5.4.1 Motivations du projet et impact sur le recensement

Les binaires X de grande masse sont composées d’une étoile à neutrons ou d’un trou noir en orbite autour d’une étoile massive. L’objet compact étant passé par un événement de supernova (quoique pas forcément dans le cas d’un trou noir), le système entier peut se trouver propulsé par l’explosion à une vitesse qui se démarque de celle qui lui est imprimée à sa naissance : c’est le kick natal de la binaire.

Connaître l’ampleur de ce kick permettrait notamment d’avoir une meilleure idée de com- ment se forment les systèmes binaires, mais aussi comment ils peuvent se rompre prématuré- ment. On pourrait alors mieux expliquer la population de binaires X constatée et la confronter aux populations d’étoiles massives et de pulsars isolés qui voyagent à grande vitesse dans la Galaxie (runaway pulsars).

Le recensement effectué serait donc une base pour récupérer le maximum de binaires X de grande masse connues dans la Voie Lactée et faire une étude statistique pour déterminer la proba- bilité qu’elles aient subit un kick natal significatif ou non. Pour cela, il nous faut au minimum une position dans la galaxie et le vecteur vitesse de la source, ce qui représente 6 informations. Pour la position, il faut récupérer des coordonnées précises dans le plan du ciel ainsi que la distance de la source. Pour la vitesse, on peut aussi se servir de son mouvement apparent dans le plan du ciel, mais à cela il faut ajouter la vitesse radiale.

Toutes ces informations sont potentiellement disponibles dans le deuxième Data Release du satellite Gaia, qui se spécialise dans l’astrométrie de précision, la mesure de parallaxe et de mou- vement propre, ainsi que pour certaines sources la mesure de la vitesse radiale (Collaboration et al. 2018). Cependant, pour cette dernière, les mesures Gaia ne donnent qu’une valeur à une certaine date : selon le rapport des masses, l’excentricité, l’inclinaison du plan orbital et la phase orbitale exacte au moment des observations, une unique mesure ponctuelle de la vitesse radiale dans un système binaire n’a aucune raison d’être représentative de la vitesse radiale de son centre de masse. Or c’est cette vitesse qui permet de remonter à l’impact du kick natal, en supposant que l’on puisse associer la binaire avec un site de formation dont la vitesse moyenne est connue. La mesure de la vitesse radiale devra donc provenir d’autres études, indépendantes de Gaia, qui auront effectué un relevé de la vitesse radiale sur plusieurs orbites.

5.4.2 HMXBs : vérification et mise à jour des informations

Pour commencer, nous avons procédé à une vérification individuelle de la chaîne de contre- parties pour chaque binaire répertoriée comme HMXB dans notre recensement. Cela commence par la recherche de la détection à haute énergie, d’éventuels suivis en X puis la confirmation de la contrepartie optique et/ou infrarouge. On passe pour cela par différents services en ligne d’ex- ploration des catalogues de sources XMM-Newton1(Rosen et al. 2016), Swift (Evans et al. 2014) et Chandra (Evans et al. 2010) pour s’assurer de la bonne détection dans les X et confronter la