Astrophysique des jets relativistes
Objets compacts et accrétion
Objets compacts
En astrophysique, le terme objets compacts désigne une triade d’objets célestes aux propriétés gravitationnelles extrêmes, constituant chacun l’étape ultime de l’évolution stellaire. On y trouve les naines blanches, les étoiles à neutrons et les trous noirs. La formation de ces objets prend son origine à la « mort » des étoiles, phase au cours de laquelle les réserves en gaz combustible arrivent à épuisement. Cette pénurie de combustible entraîne l’arrêt de toute activité thermonucléaire au sein de l’étoile et provoque, par conséquent, une chute de la production de photons au cœur de l’étoile. Faute d’éclat, la pression radiative et la pression thermique du gaz chutent et ne résistent plus à la force gravitationnelle de l’astre auto-gravitant. L’étoile perd alors sa stabilité et s’effondre sur elle-même formant, via divers processus non discutés ici, un objet beaucoup plus petit et beaucoup plus dense que la physique classique ne suffit plus à décrire. Même si le sujet reste aujourd’hui quelque peu obscur, les astrophysiciens estiment que plus l’étoile progénitrice est massive, plus le résidu formé est compact.
Zoologie
– Naines Blanches :
Dans le cas des naines blanches, l’effondrement gravitationnel est stoppé par la pression de dégénérescence des électrons. Cette pression, décrite par la mécanique quantique via le principe d’incertitude de Heisenberg et surtout via le principe d’exclusion de Pauli, interdit à deux fermions de se retrouver dans le même état quantique au sein d’un même système. Ce phénomène permet aux naines blanches de conserver un rayon moyen de l’ordre du rayon terrestre (∼ 5000km) pour des masses allant de 0.17M¯(Kilic et al., 2007) à 1.4M¯ (limite de Chandrasekhar) donnant lieu à des densités pouvant atteindre 10⁹ kg.cm−3 , soit 200 000 fois plus élevée que sur Terre. Bien que les naines blanches ne soient plus le siège de fusion thermonucléaire, leur température de surface est toujours extrêmement élevée ce qui leur permet de rester visibles par le biais de rayonnement thermique. D’ici plusieurs milliards d’années, une fois ce refroidissement achevé (ce n’est le cas pour aucune naine blanche aujourd’hui), ces résidus stellaires -ne brillant plus- sont destinés à devenir des naines noires.
– Étoiles à neutrons :
Dans le cas des étoiles à neutrons, l’équilibre est cette fois garanti par la pression de dégénérescence des neutrons. Durant leur processus de formation, l’effondrement gravitationnel entraîne une montée si drastique de la densité et de la température que les conditions de capture électronique par les protons se retrouvent grandement favorisées. Les deux particules se mettent alors à fusionner pour former un astre composé quasi-exclusivement de neutrons, d’où son nom. De part leur masse bien plus importante, les neutrons nécessitent des densités bien plus élevées que les électrons pour remplir tous les états quantiques disponibles. Par conséquent le rayon moyen des étoiles à neutrons est bien plus faible que celui des naines blanches. Une étude réalisée sur un échantillon de 35 étoiles à neutrons estime sa valeur aux alentours de 10km pour des masses allant de 1.17M¯ à 2M¯(Özel and Freire, 2016), impliquant alors des densités de l’ordre de 10¹⁸ kg.cm−3.
– Trous noirs :
Dans le cas où la pression de dégénérescence des neutrons n’est pas assez conséquente pour contrebalancer l’effondrement gravitationnel, l’objet continue son inexorable contraction pour former un trou noir (Figure 1.1). Dans ces objets, toute la masse du résidu stellaire est ramenée en un point, appelé singularité gravitationnelle. Le champ gravitationnel de cette singularité est si immense que la lumière elle-même s’y retrouve piégée, formant une surface au delà de laquelle toute information est perdue : l’horizon des évènements. Selon la rotation du trou noir, cette frontière est plus ou moins proche de la singularité.
Binaires X
Les binaires X (XRBs pour X-ray binaries) sont des systèmes binaires dans lequel l’un des composants est une étoile à neutron ou un trou noir de masse stellaire accrétant la matière d’une étoile compagnon conventionnelle. Dans ces systèmes, l’influence gravitationnelle de l’objet compact est telle que l’énergie libérée durant le processus d’accrétion mène à des émissions hautement énergétiques observées principalement dans le domaine des rayons X. Il est important de noter à ce propos que ces émissions varient sur des échelles de temps typiques qui sont comparables aux échelles de temps humaines (jours, semaines, …; ce qui n’est clairement pas le cas de l’accrétion des trous noirs supermassifs dans les noyaux actifs de galaxies). Ces configurations font des binaires X d’excellents laboratoires pour étudier la physique de l’accrétion, mais aussi la gravité extrême, les processus radiatifs à hautes énergies, l’évolution stellaire; sans oublier l’accélération et l’éjection de matière sous forme de jets. Selon la masse de l’étoile donneuse, on distingue deux sous-catégories de binaires X : les binaires X de grande masse (HMXBs pour High mass X-ray binaries) et les binaires X de faible masse (LMXBs pour Low-mass X-ray binaries). Dans la première sous-catégorie, l’étoile compagnon est plus massive que l’objet compact central (M & 10M¯). Il s’agit généralement d’une étoile massive de la séquence principale de type O ou de type B, ou même d’une supergéante bleue (Tauris and van den Heuvel, 2006). Dans les LMXBs, on observe le cas inverse, à savoir une étoile compagnon moins massive que l’étoile à neutron ou que le trou noir (M . 1.5M¯). Typiquement, les étoiles donneuses des LMXBs sont des étoiles de faible masse de la séquence principale (type G, K ou M) ou bien des géantes rouges.
Accrétion dans les binaires X
Dans les XRBs, deux processus de transfert de matière de l’étoile compagnon vers l’objet compact central coexistent : l’accrétion par vents stellaires et l’accrétion par débordement du lobe de Roche. De manière générale le premier mode est plutôt associé aux HMXBs tandis que le deuxième est clairement identifié aux LMXBs (même s’il est retrouvé aussi dans les HMXBs). En effet, les étoiles donneuses massives des HMXBs produisent des vents stellaires très puissants (m˙ ∼10⁻⁶M¯.y−1 ; Meier, 2012) qui font offices de premiers vecteurs au transfert de masse. L’accrétion par débordement du lobe de Roche existe également mais se trouve être assez instable compte tenu du rapport de masse entre le compagnon et l’objet central. Dans les LMXBs, les vents stellaires émis par l’étoile compagnon sont beaucoup trop faibles pour être pris en compte, on y privilégie alors nettement l’accrétion par débordement du lobe de Roche, beaucoup plus stable dans ces configurations . Le lobe de Roche est la surface équipotentielle du potentiel de Roche tenant compte des forces gravitationnelles et centrifuges appliquées à une étoile dans le système binaire . En substance, toute matière située à l’intérieur du lobe de Roche d’un astre est gravitationnellement liée à cet astre. Dans un système binaire, les intersections des deux lobes de Roche sont appelés points de Lagrange et représentent les endroits précis où force gravitationnelle et centrifuges se neutralisent. Dans l’éventualité où un objet tiers est placé sur l’un de ces points de Lagrange, celui-ci orbitera alors les deux autres objets en parfait équilibre.
Éjections dans les binaires X
Les XRBs sont parfois également le siège d’éjections ultra-rapides de matière : les jets relativistes. Ces éjections, observées principalement dans le domaine radio et infrarouge proche, sont émises de manière bilatérale le long de l’axe de rotation du disque d’acrétion formé autour de l’objet compact. Éjections discrètes ou jets continus et compacts, elles peuvent atteindre des vitesses de l’ordre de la célérité de la lumière (voir même avoir un mouvement apparent supraluminique; Mirabel and Rodríguez, 1994) et s’étendre dans le milieu interstellaire sur plusieurs parsecs. Les sources dans lesquelles sont observés ces jets relativistes sont appelées microquasars en écho aux quasars, ces galaxies présentant des noyaux très actifs extrêmement lumineux et dont les propriétés physiques sont similaires . Bien que ces microquasars puissent être des HMXBs ou des LMXBs, l’observation des jets relativistes se fait essentiellement dans les LMXBs . Ces dernières présentent l’avantage de faciliter les observations multi-longueurs d’ondes du jet de part l’absence d’étoile compagnon brillante. Elles permettent aussi, via leur activité d’accrétion , de sonder une gamme étendue de taux d’accrétion, quand les HMXBs sont elles souvent persistantes.
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Table des matières
Introduction
1 Astrophysique des jets relativistes
1.1 Objets compacts et accrétion
1.2 Couplage Accrétion/Éjection
1.3 Émission des jets relativistes
1.4 Instruments d’intérêt
2 Modélisation de l’émission du jet compact de MAXI J1836-194
2.1 MAXI J1836-194
2.2 Le modèle de chocs internes ishem
2.3 Modélisation
2.4 Étude de la dégénérescence
2.5 Conclusions de l’étude
3 Limites de l’étude et perspectives
3.1 Le refroidissement des particules
3.2 L’incidence de l’angle d’inclinaison
Conclusion
A Publications
A.1 En tant que premier auteur
A.2 En tant que co-auteur
Bibliographie
