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Submitted on 15 Feb 2019
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noir : application à l’objet GX 339-4
Gregoire Marcel
To cite this version:
Gregoire Marcel. Etude des cycles d’hystérésis dans les binaires X à trou noir : application à l’objet GX 339-4. Astrophysique [astro-ph]. Université Grenoble Alpes, 2018. Français. �NNT : 2018GREAY042�.
�tel-02021327�
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DOCTEUR DE LA COMMUNAUTE UNIVERSITE GRENOBLE ALPES
Spécialité : Astronomie & Astrophysique
Arrêté ministériel : 25 mai 2016
Présentée par
Grégoire MARCEL
Thèse dirigée par Jonathan FERREIRA, professeur à l'Université Grenoble Alpes
préparée au sein de
L'institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble dans l'École doctorale de physique de Grenoble
Étude des cycles d’hystérésis dans les binaires X à trou noir
Application à l’objet GX 339-4
Thèse soutenue publiquement le 19 octobre 2018, devant le jury composé de :
M. Sylvain CHATY
Professeur à Astrophysique Interactions Multi-échelles, CEA/Saclay.
Examinateur.
Mme. Catherine DOUGADOS
Directrice de recherche à l’Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble.
Présidente du jury.
M. Jean-Marie HAMEURY
Directeur de recherche à l’Observatoire Astronomique de Strasbourg.
Rapporteur
M. Jörn WILMS
Professeur au Dr. Karl Remeis-Sternwarte Astronomical Institute, Bamberg.
Rapporteur.
M. Andrzej ZDZIARSKI
Professeur au N. Copernicus Astronomical Center, Varsovie.
Examinateur.
The hysteresis behavior of X-ray binaries during their outbursts remains a mystery. In this work, we developed the paradigm proposed in Ferreiraet al. (2006) where the disk mate- rial accretes in two possible, mutually exclusive, ways. In the standard accretion disk (SAD, Shakuraet Sunyaev,1973) mode, the dominant local torque is due to MHD turbulence that transports radially the disk angular momentum. In the jet-emitting disk (JED, Ferreira et Pelletier,1995) mode, magnetically-driven jets carry away mass, energy and all the angular momentum from the disk. Within our framework, the transition from one mode to another is related to the magnetic field distribution, an unknown yet.
In this thesis, I have developped a two-temperature plasma code able to compute the thermal balance at each radius for a large ensemble of disk parameters, as well as the self- consistent global emitted spectrum. The radiative cooling term and related spectrum (comp- tonized bremsstrahlung and synchrotron emission) are obtained using the Belmcode (Bel- mont, Malzacet Marcowith,2008; Belmont,2009). Heating processes are analytical and due only to accretion, while advection is properly taken into account, carrying outside-in the memory of the outer thermal states.
Using this code, we have shown that a JED extending along the entire disk nicely repro- duces hard states up to 0.5 Eddington luminosities (Marcelet al.,2018a). It was also shown that JEDs produce a natural hysteresis cycle. However, the global luminosity of the cycle is in- sufficient and the inevitable presence of jets in JEDs advocates for an inner SAD configuration in soft states.
Based on these results, the code was enhanced to solve hybrid configurations with an internal JED and an external SAD, separated by a given transition radiusrJ. Playing on both rJ and the accretion rate ˙min, we have shown that X-ray observations of typical cycles can be completely covered. Using a simple synchrotron model similar to that of Heinzet Sunyaev (2003), the radio flux produced by the jets can be estimated, showing two important features.
First, all radio observations can be covered by our model. Second, the radio flux and X- ray spectral coverages are consistents : parameter sets that reproduce best each spectral state also account for a consistent associated radio flux. For illustration, 5 canonical states from GX 339−4 have been reproduced in X-ray spectral shape and associated radio fluxes (Marcel et al.,2018b).
Finaly, using a simple fitting procedure on X-ray spectral shape, the 2010−2011 cycle from GX 339−4 has been reproduced. Strikingly, the co-evolution of rJ and ˙min seems to be in adequacy with initial theoretical expectations (Esin, McClintocket Narayan, 1997).
Moreover, the estimated radio flux evolution being close to observations, we decided to use those within the fitting procedure. Adding radio fluxes constraints in the procedure allowed us to reproduce both the associated X-ray spectral shape and radio fluxes with excellent agreement. This is, to our knowledge, the first time that such an accretion-ejection cycle is reproduced. Those results, as well as discussions and implications will be soon submitted.
v
Les cycles d’hystérésis des binaires X lors de leurs sursauts restent inexpliqués à ce jour.
Dans ce travail, nous avons développé les idées du paradigme proposé par Ferreira et al.
(2006), où la matière dans le disque accrète de deux manières différentes. Dans le mode stan- dard (SAD, Shakuraet Sunyaev,1973), le couple turbulent transporte le moment cinétique radialement vers l’extérieur du disque. Dans le mode éjectant (JED, Ferreira et Pelletier, 1995), le disque magnétisé produit des jets qui emporte la matière, l’énergie et le moment angulaire verticalement. Dans ce cadre, la transition entre les deux modes est liée à la distri- bution de champ magnétique dans le disque, une inconnue.
Pendant cette thèse, j’ai développé un code capable de résoudre à chaque rayon dans un disque l’équilibre thermique à deux température pour de multiples jeu de paramètres. Ce code utilise Belm (Belmont, Malzacet Marcowith,2008; Belmont,2009) pour traiter le refroidissement radiatif et créer les spectres de manière auto-cohérente. Les processus de chauffage sont analytiques, ainsi que les processus d’advection, qui sont calculés de l’exté- rieur vers l’intérieur.
Grace à ce code, nous avons pu montrer que des solutions de JED reproduisaient très bien les états hard jusqu’à 0.5 luminosités d’Eddington (Marcel et al., 2018a). Il a aussi été démontré que le JED subit un cycle d’hystérésis. En revanche, la luminosité de ce cycle est bien trop faible et la présence inévitable de jets dans la configuration nous pousse à l’utilisation d’un SAD pour la reproduction d’étatssoft.
Fort de ces résultats, j’ai adapté le code à la résolution de configuration de disque hybride, composé d’un JED interne et d’un SAD externe, séparé en un rayon de transitionrJ. En jouant sur ce paramètrerJet sur le taux d’accrétion ˙min, nous avons pu montrer que les observations X de cycles typiques pouvaient être pavée. Après des calculs similaires à Heinzet Sunyaev (2003), nous pouvons estimer quel est le flux radio associé à chaque jeu de paramètres. Cela nous a permis de montrer 2 choses. (1) tous les flux radios sont reproductibles à l’aide d’un seul facteur de normalisation commun. (2) le flux radio et la forme du spectre en rayons X sont cohérents : les jeux de paramètres qui reproduisent le mieux chaque forme spectral sont associés aux bon flux radios. Afin d’illustrer ce résultat, 5 états canoniques de l’évolution de GX 339−4 ont été reproduits : forme spectrale en X et flux radios (Marcelet al.,2018b).
Pour finir, en utilisant une simple procédure d’ajustement sur la forme spectrale en X, le cycle de 2010−2011 de GX 339−4 a pu être reproduit. De manière bluffante, les evolutions de rJ et ˙min semblent être en accord avec les prédictions théoriques (Esin, McClintock et Narayan,1997). De plus, les estimations de flux radio étant cohérentes avec les observations, nous avons décidé de les ajouter directement dans la procédure d’ajustement. L’ajout de cette composante a permis une excellente reproduction simultanée de la radio et des spectres X de manière. C’est, à notre connaissance, la première fois que les phénomènes d’accrétion et d’éjection sont utilisés simultanément. Ces résultats, ainsi que les discussions et implications seront bientôt soumis.
vi
— Sniper, Pris pour cible.
R E M E R C I E M E N T S
Bon. Par où commencer ? De toute manière, pas plus de 5personnes ne liront cette page, donc autant pas y passer2heures.
Je ne vais pas être hyprocrite, il y a peu de personnes à qui je dois l’idée de faire une thèse en astrophysique, et ces personnes le savent déjà. Par contre, cette thèse n’aurait évidemment pas pu être possible sans mes amis proches, mes chieuses de soeurs, mes parents bornés, et deux gentes damoiselles vivant un poil loin. Colocs, doctorant(e)s du labo, potes de basket, la mif’ et les amis de longues dates, tout le monde a participé à ce que je ne devienne pas fou en bossant (un peu) pendant ces trois années. Donc, à toi qui lira ça, même si je n’écris pas de noms dans ce paragraphe, en partie parce que j’ai la flemme, si tu prends le temps de lire c’est que soit tu es un futur doctorant curieux et je te souhaite bon courage, soit je te remercie de ta présence pendant ma thèse, et m’excuse de mon manque de temps libre. J’te kiffe.
J’aimerais aussi avoir un mot pour les personnels du labo (ITA), et les remercier de leur présence et leur bonne humeur au quotidien. Si les chercheurs pouvaient prendre exemple de temps en temps sur votre gentillesse et votre humilité, ce laboratoire pourrait être d’autant plus sympathique.
Professionnellement parlant, je ne pourrais pas assez remercier mes deux directeurs : Jon et Pop. Ils m’ont fait me sentir leur semblable pendant cette thèse, et ça n’a pas de prix. J’ai commencé cette thèse avec2pères spirituels, et l’ai finie avec 2amis :)1. J’espère seulement un jour acquérir autant d’esprit critique que Jon, et autant d’humilité dans la vie de tous les jours que Pop, mais j’en doute.
1. Il faut tourner la tête sur la gauche, ça fait un visage. C’est un truc de d’jeuns !
vii
i i n t r o d u c t i o n 1
i.1 Un peu d’histoire . . . 2
i.2 État de l’art observationnel . . . 10
i.3 Modélisation par des disques non magnétisés . . . 17
i.4 Modélisation par des disques magnétisés . . . 25
i.5 Contexte et objectifs de la thèse . . . 29
ii m o d è l e s d e d i s q u e d’a c c r é t i o n 31 ii.1 Cadre théorique . . . 32
ii.2 Résolution de l’équation d’énergie . . . 41
ii.3 Configuration hybride de disques . . . 48
iii d y p l o d o c u s 53 iii.1 Méthode de résolution . . . 54
iii.2 Effets non-locaux . . . 58
iii.3 Traitement numérique du rayonnement optiquement mince . . . 67
iii.4 Signature spectrale d’une configuration . . . 74
iii.5 Comparaison avec la littérature . . . 83
iv j e t-e m i t t i n g d i s k s 87 iv.1 Domaine d’existence d’un JED . . . 89
iv.2 Les solutions stables à l’équilibre thermique . . . 93
iv.3 Influence des paramètres . . . 100
iv.4 Existence d’une hystérésis thermique . . . 110
iv.5 Les états hard : quels paramètres . . . 114
v d i s q u e s h y b r i d e s 123 v.1 Configurations hybrides . . . 124
v.2 Reproduction des rayons X . . . 129
v.3 Reproduction de la radio . . . 141
v.4 Reproduction d’états spectraux typiques . . . 146
vi p r e m i e r s c y c l e s 153 vi.1 GX 339−4 . . . 154
vi.2 Première méthode de reproduction spectrale d’un sursaut . . . 161
vi.3 Deuxième méthode de reproduction spectrale d’un sursaut : ajout de la radio 168 vi.4 Autres contraintes sur l’évolution . . . 171
vi.5 Résultat majeur : Évolution derJ et ˙min . . . 180 vii c o n c l u s i o n s e t p e r s p e c t i v e s 193
a p u b l i c at i o n s a c c e p t é e s 201
b p u b l i c at i o n s e n c o u r s 239
b i b l i o g r a p h i e 253
ix
Figurei.1 Variations du spectre X de Cen X-2 durant l’année 1967 . . . 3
Figurei.2 Flux radio en provenance de Sco X-1 durant l’année 1970 . . . 3
Figurei.3 Observations X de GX 339−4 dans la bande 1−6 keV entre 1971 et 1973. . . 5
Figurei.4 Différents schémas d’une binaire X selon Shakuraet Sunyaev(1973). 6 Figurei.5 Illustration de la forme d’un disque d’accrétion autour d’un trou noir. 7 Figurei.6 États spectraux de Cyg X-1 et schéma du disque d’accrétion. . . 8
Figurei.7 Schémas des deux modèles dominants dans les années 1970−1980. . 9
Figurei.8 Vue d’artiste d’une binaire X. . . 10
Figurei.9 Illustration de 21 binaires X à trou noirs connues en 2011. . . 11
Figurei.10 Spectres observés de GRO J1655-40 durant son sursaut de 2005. . . 12
Figurei.11 Hystérésis spectrale typique des binaires X. . . 13
Figurei.12 HID et détections/non-détections radios associées de 4 objets différents. 14 Figurei.13 Corrélation rayons X - radio de 14 années d’observation de GX 339−4. 15 Figurei.14 Illustration de la forme d’un disque d’accrétion selon Thorneet Price (1975). . . 17
Figurei.15 Zone d’existence des solutions ADAF et SAD dans le plan ˙M−R. . . 18
Figurei.16 Espace des solutions de disquesαde Yuanet Narayan (2014). . . 20
Figurei.17 Illustration du principe du DIM. . . 22
Figurei.18 Illustration du modèle de Nixonet Salvesen(2014). . . 24
Figurei.19 Illustration des scénarios fondés sur la dynamo. . . 26
Figurei.20 Illustration d’une solution de JED de Ferreiraet al. (2006). . . 27
Figureii.1 Différentes échelles de hauteurs du disque magnétisé. . . 36
Figureii.2 Définition d’une configuration . . . 50
Figureiii.1 Discrétisation . . . 55
Figureiii.2 Représentation des anneaux et du rayon de transitionrJ . . . 56
Figureiii.3 Algorithme dans le cas une solution . . . 59
Figureiii.4 Algorithme dans le cas trois solutions . . . 60
Figureiii.5 Schéma de dérivée droite du troisième ordre . . . 62
Figureiii.6 Effet de l’advection . . . 63
Figureiii.7 Configuration sans illumination . . . 64
Figureiii.8 Géométrie simple . . . 66
Figureiii.9 Compacité interpolée du code Belm . . . 71
Figureiii.10 Exemple de configuration . . . 72
Figureiii.11 Comparaison des tables . . . 73
Figureiii.12 Schéma de trois cas de discrétisation . . . 76
Figureiii.13 Exemple de configuration . . . 80
Figureiii.14 Deux procédure de construction des spectres . . . 82
Figureiii.15 Comparaison avec les travaux de Petrucciet al. (2010). . . 84
Figureiv.1 Puissance des jets en fonction de l’efficacité d’éjection . . . 89
Figureiv.2 Puissance des jets en fonction du rapport d’aspect . . . 90 x
Figureiv.4 Dernière orbite stable en fonction du spin . . . 92
Figureiv.5 Domaine d’existence des solutions du JED . . . 93
Figureiv.6 Propriétés de la solution chaude . . . 95
Figureiv.7 Spectre et apparence typique d’une solution chaude . . . 96
Figureiv.8 Propriétés de la solution froide . . . 97
Figureiv.9 Spectre typique d’une solution froide . . . 97
Figureiv.10 Propriétés dynamiques de la solution slim . . . 99
Figureiv.11 Spectre typique d’une solution slim . . . 100
Figureiv.12 Effet deb . . . 101
Figureiv.13 Effet dems . . . 103
Figureiv.14 Effet deξ . . . 104
Figureiv.15 Effet deµsur une solution . . . 106
Figureiv.16 Effet deµsur un spectre typique . . . 106
Figureiv.17 Effet qualitatif derin . . . 108
Figureiv.18 Effet quantitatif derin sur la solution slim . . . 109
Figureiv.19 Effet quantitatif derin sur la configuration . . . 110
Figureiv.20 Une hystérésis dans le JED ? . . . 111
Figureiv.21 Hystérésis du JED : étathard. . . 113
Figureiv.22 Plan ˙min−r pour 4 jeux de paramètres . . . 115
Figureiv.23 Forme des spectres pour chaque jeu de paramètre . . . 117
Figureiv.24 Étathardde plus haute luminosité en fonction des paramètres rin,ms etb. . . 119
Figurev.1 Configurations hybrides sans refroidissement . . . 124
Figurev.2 Configurations hybrides avec refroidissement . . . 126
Figurev.3 Effet du paramètreω . . . 128
Figurev.4 De python à Xspec . . . 130
Figurev.5 Configuration de SAD . . . 133
Figurev.6 Exemple de spectres synthétiques à différentes hard-tail. . . 134
Figurev.7 Pavage en (rJ, ˙min) du DFLD de GX339-4en2010-2011 . . . 136
Figurev.8 Pavage enχ2reddu DFLD de GX339-4en2010-2011 . . . 137
Figurev.9 Luminosités X et bolométriques en fonction du taux d’accrétion . . . . 138
Figurev.10 Géométrie du jet considéré . . . 142
Figurev.11 Densité spectral d’énergie du jet . . . 143
Figurev.12 Pavage en (rJ, ˙min) des observations de Corbelet al. (2013) . . . 145
Figurev.13 DFLDs des outbursts de GX 339−4 entre 2002 et 2011 . . . 147
Figurev.14 Températures des électrons et épaisseurs optiques Thomson des états canoniques. . . 149
Figurev.15 Spectres de chacun des 5 états canoniques . . . 150
Figurev.16 Température et forme du disque des états canoniques . . . 151
Figurevi.1 Résultats des fits de Clavelet al. (2016) . . . 156
Figurevi.2 Corrélation Radio-X des sursauts de GX 339−4 Corbelet al. (2013). . 158
Figurevi.3 Résultat des fits de Clavel et al. (2016) sur le sursaut de 2010−2011 de GX 339−4. . . 159
Figurevi.4 Résultat de mes fits sur les données X. . . 162
Figurevi.5 Température du disque dans la procédure A. . . 163
A. . . 165
Figurevi.8 Petit rappel sur le scénario proposé par Esin, McClintock et Na- rayan(1997) le paradigme le plus global. . . 166
Figurevi.9 Estimation de la luminosité radio de la procédure A. . . 167
Figurevi.10 Interpolation des luminosités radio des observations. . . 169
Figurevi.11 Estimation radio et indice spectral de la procédure B. . . 169
Figurevi.12 Évolution temporelle derJet ˙min lors du sursaut suivant la procédure B.170 Figurevi.13 Corrélation entre les LFQPO et le rayon de transition. . . 172
Figurevi.14 Étude des LFQPO de GRS 1915+105. . . 174
Figurevi.15 Corrélation entre la raie du Fer et le rayon de transition. . . 175
Figurevi.16 Comparaison derJ avec les modèles précédents. . . 176
Figurevi.17 CorrélationLX en fonction de ˙min. . . 177
Figurevi.18 Efficacité radiative du jet pendant le sursaut. . . 179
Figurevi.19 Fits spectraux et dynamiques du sursaut de 2002−2003 de GX 339−4.181 Figurevi.20 Fits spectraux et dynamiques du sursaut de 2004−2005 de GX 339−4.182 Figurevi.21 Fits spectraux et dynamiques du sursaut de 2007 de GX 339−4. . . . 183
Figurevi.22 Évolution optimale derJ en fonction de ˙min pour les 4 sursauts de GX 339−4 avec un unique ˜fR. . . 184
Figurevi.23 Corrélation entre LRet LXdes fits synthétiques. . . 186
Figurevi.24 Deux évolutions de rJ en fonction de ˙min pour les 4 sursauts de GX 339−4. . . 187
Figurevi.25 Schéma d’évolution d’un sursaut dans le planrJ- ˙min. . . 189
Figurevi.26 Schéma d’évolution d’un sursaut selon Meyer-Hofmeister, Liu et Meyer(2005) et Kylafiset Belloni(2015). . . 190
L I S T E D E S TA B L E A U X Tableii.1 Les propriétés des flots d’accrétions usuels . . . 47
Tablev.1 Caractéristiques typiques des 5 états canoniques observés . . . 146
Tablev.2 Caractéristiques de 5 spectres canoniques simulés . . . 149
Tablevi.1 Paramètres du système de GX 339−4 . . . 155
Tablevi.2 Données X de GX 339−4 entre 1996 et 2011. . . 157
Tablevi.3 Données radio de GX 339−4 entre 1997 et 2012. . . 158
xii
i
I N T R O D U C T I O N
"If you want to understand today, you have to search yesterday"
Pearl Buck Sommaire
i.1 Un peu d’histoire . . . . 2
i.1.1 Des composantes optiques et radios . . . . 4
i.1.2 Premières prémices de modélisation . . . . 5
i.2 État de l’art observationnel . . . . 10
i.2.1 Les contraintes observationnelles actuelles . . . . 10
i.3 Modélisation par des disques non magnétisés . . . . 17
i.3.1 Le modèle historique de l’ADAF . . . . 17
i.3.2 Le DIM . . . . 21
i.3.3 Mention spéciale . . . . 23
i.4 Modélisation par des disques magnétisés . . . . 25
i.4.1 La dynamo / la batterie cosmique . . . . 25
i.4.2 Les scénarios d’accrétion-éjection . . . . 27
i.5 Contexte et objectifs de la thèse . . . . 29
1
i . 1 u n p e u d ’ h i s t o i r e
À la fin du XVIIème siècle, Isaac Newton développe sa théorie de la gravitation (Newton, 1687), donnant enfin une explication à l’attraction des corps. Dans la foulée, ses travaux sur la lumière démontrent son caractère corpusculaire (Newton,1704). Au courant du XVIIIème siècle, John Michell d’abord, puis Pierre-Simon de Laplace se basent sur ces travaux et sug- gèrent qu’il puisse alors exister des corps suffisamment massifs pour que la lumière ne s’en échappe jamais (Michell,1783; Laplace, 1795). Ce n’est que plus d’un siècle plus tard, en 1915, qu’Albert Einstein y fera suite (Einstein,1915; Einstein,1916).
De nombreux travaux théoriques sur ces objets hypothétiques sont effectués durant la pre- mière moitié du XXème siècle, ainsi que sur un autre type d’objet appelé étoile à neutrons, donnant naissance à un groupe d’objets appelés objets compacts. Mais aucune observation, et donc aucune preuve tangible, ne sera apportée avant les années 1960.
Ces observations commencent en juin 1962 quand Giacconiet al. découvrent, par accident, la première source de rayons X extrasolaires. Pourquoi par accident ? Parce que le but initial de la mission était de détecter le flux de rayons X provenant de la Lune, mais le grand champ de l’instrument permit la détection d’une autre source dans le ciel. En 2002, Riccardo Giacconi est d’ailleurs récompensé pour sa découverte par un prix Nobel1.
L’objet découvert à l’époque est situé dans la constellation du Scorpion. Étant une source ponctuelle de rayon X, elle sera nommée en toute logique Sco X-1, et sera par ailleurs confir- mée par Bowyeret al. (1964). Très vite, Morton (1964) suggère que cette source intense de rayons X, en apparence associée à aucune contrepartie radio/optique, est en réalité une étoile à neutrons. Il a du nez, mais le manque d’observations ne permet pas de s’en convaincre.
En 1965, Bowyer et al. découvrent une seconde source X dans le ciel, la plus brillante à l’époque, dans la constellation du Cygne. Cette source est logiquement appelée Cyg X-1. La découverte de ces nouvelles sources inconnues mène à de plus en plus d’observations X.
Des variations X
En 1967, Harries et al. découvrent une nouvelle source de rayons X similaire à Sco X-1, qu’ils appellent "CRUX" car elle se situe au bord de la constellation Crux, mais qui sera plus tard renommée Cen X-2. Cette source est remarquable parce que son intensité change de 2 ordres de grandeurs entre 1965 et 1967 (Franceyet Fenton,1967). Ces variations de flux en X rappellent le comportement des novae à des énergies plus importantes. Pour ces similari- tées, Chodilet al. (1968) les qualifient donc denova-like.
Ces changements de flux sont visibles en Figurei.1, où le flux et la forme spectrale dans la bande d’énergie 2−8 keV de Cen X-2 au cours de l’année 1967 sont reportés.
On observe sur cette figure que le flux total dans la bande 2−8 keV change d’un facteur 5 entre le 4 avril et le 18 mai. De plus, la forme spectrale semble changer légèrement, bien qu’elle reste dominée par les X mous, ditssoft. La découverte de ce type de comportement fait décoller l’astronomie X. Un nombre important de sources X est découvert : déjà une vingtaine en 1970, le lancement d’Uhuru en décembre 1970 permit de détecter plus de 300
1. Qu’il partagera avec Raymond Davis Jr. et Masatoshi Koshiba pour leur découverte des neutrinos cosmiques dans les années 1960.
