Une nouvelle classe de sources émettrices de rayons X : les systèmes de type gamma Cassiopeiae
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Auteur : Lopes de Oliveira Filho, Raimundo
Date de soutenance : 01-11-2007
Directeur(s) de thèse : Motch, Christian - Janot-Pacheco, Eduardo
Établissement de soutenance : Université Louis Pasteur (Strasbourg)
École doctorale : École doctorale Sciences de la Terre et Environnement (Strasbourg ; 2000-....)
Discipline : Astrophysique
Classification : Astronomie, cartographie, géodésie
Mots-clés libres : astrophysique , gamma Cassiopeiae
Mots-clés :
- Sources galactiques de rayons X
- Thèses et écrits académiques
- Astronomie des rayons X
- Thèses et écrits académiques
- Étoiles * Populations
- Thèses et écrits académiques
Résumé : L'étoile γ Cassiopeiae (B0.5IVe; γ Cas), archétype des étoiles Be classiques, présente un comportement très particulier en rayons X: une émission thermique dominée par un plasma chaud (avec une température de ~ 1,4x108 K), une luminosité modérée (~1032-33 erg s-1), et une variabilité intense et chaotique sur des échelles de temps allant de la seconde jusqu'à quelques centaines de secondes. Des telles caractéristiques la distinguent clairement des étoiles massives « normales » et des systèmes Be/X connus. L'origine de son émission X reste une énigme en dépit de nombreuses études exhaustives. D'une part les rayons X émis par les étoiles massives normales montrent une variabilité modérée, et bien qu'elle soit d'origine thermique, cette émission est dominée par une composante dont la température est de seulement ~ 6X106 K. D'autre part, les rayons X provenant de systèmes Be/X ne sont pas d'origine thermique, et malgré leur variabilité, ils sont normalement modulés par la rotation d'un objet compact. En outre, les systèmes Be/X présentent des éruptions, qui n'ont jamais été observées dans γ Cas. Finalement, la luminosité X de γ Cas se situe entre celle des d'étoiles massives (~1032 erg s-1) et celle des systèmes Be/X variables (~1036-37 erg s-1) ou dans des états quiescents (~1033 erg s-1; du type X Per). Le développement d'un modèle du mécanisme de l'émission X de γ Cas a été considérablement limité par le fait que cette étoile demeurait la seule Be qui présentait des telles propriétés. Dans ce travail, nous présentons les caractéristiques de l'émission en rayons X et dans quelques cas de l'émission optique de 7 autres étoiles Be dont les similitudes avec γ Cas ont permis d'établir l'existence d'une nouvelle classe d'objets bien définie: les systèmes de type γ Cas. A ce jour cette classe comprend les systèmes suivant: HD 161103, SAO 49725, SS 397, HD 119682, HD 110432 et USNO 0750-13549725. Fait remarquable, ces étoiles ont toutes des types spectraux B0.5-B1e et présentent une raie Hα en émission intense, ce qui suggère la présence d'un disque circumstellaire dense et/ou large. Les trois dernières étoiles sont des blue stragglers localisées dans des amas Galactiques relativement âgés (~ 45-60 million d'années): NGC 5281, NGC 4609 et NGC6649, respectivement; elles sont donc dans des stages évolutifs avancés et le produit probable de l'évolution de binaires massives. Nous présentons aussi 41 autres candidats systèmes de type γ Cas qui ont été proposés à partir d'une recherche systématique du catalogue 2XMMp. Ce travail a aussi fait avancer notre connaissance de γ Cas elle même grâce à de nouvelles observations en rayons X. La première partie de la thèse est basée sur l'analyse des observations X réalisées par le satellite XMM, et sur des observations optiques obtenues par plusieurs télescopes terrestres, et extraites de diverses bases de données. La nouvelle classe de sources X découverte dans ce travail constitue une contribution importante à la composante en rayons X durs du contenu stellaire du plan Galactique, qui reste jusqu'à présent mal connue. La nature de l'émission X est discutée à la lumière des modèles proposés dans la littérature pour γ Cas: soit une étoile massive isolée présentant une activité magnétique intense, soit un système binaire contenant un objet dégénéré. Les deux interprétations ont un grand intérêt astrophysique pour le domaine des étoiles massives, et la découverte d'autres objets du type γ Cas permettra de faire avancer les recherches sur cette problématique connue il y a vingt ans et jusqu'à présent exclusive de γ Cas elle même. Dans la première hypothèse, le rayonnement X des systèmes γ Cas aurait une origine magnétique. Il s'agirait néanmoins d'un cas assez inattendu, vu que la présence d'un champ magnétique intense n'est pas prévue dans les modèles de structure stellaire, de par l'absence de couche convective sous-photosphérique dans les étoiles de type spectral B. Cependant, le champ magnétique pourrait être d'origine fossile. En effet un champ magnétique de configuration géométrique stable a été détecté dans certaines étoiles massives de type O-B (ex., θ OriC). Dans le scénario magnétique, le champ de l'étoile serait responsable de l'emprisonnement des plasmas avec des températures élevées dans de différents et nombreux sites sur la surface de l'étoile. Dans le cas le plus probable, l'interaction des lignes de champ avec les parties les plus internes du disque circumstellaire doit donner lieu à des re-connexions magnétiques que cause l'éjection de particules du disque, qui ensuite se choquent avec l'étoile Be en produisant des rayons X. Le rayonnement X ainsi qu'une partie de l'interaction disque-étoile peuvent être au moins partiellement modulés par un processus du type dynamo à l'intérieur du disque circumstellaire. La présence d'un disque circumstellaire semble donc être un ingrédient nécessaire du modèle magnétique, puisque les étoiles massives pour lesquelles il y a des détections positives de champ magnétique n'ont pas de disque, et que la température du plasma X dans ces objets (T < 5X107 K) n'est pas aussi élevée que dans les systèmes γ Cas (T > 108 K). De plus, tous les systèmes γ Cas identifiés dans ce travail ont des disques circumstellaires systématiquement denses. Ce scénario, purement qualitatif face à la difficulté théorique qui existe pour le décrire, est conforté par quelques preuves indirectes d'activité magnétique présentées dans la littérature pour γ Cas et HD110432. Les variations observées dans les courbes de lumière optique de ces objets ont des périodes qui sont remarquablement cohérentes avec la rotation des étoiles et donc probablement associés à des événements à leurs surfaces. D'autre part, la présence d'irrégularités dans les profils de quelques raies optiques migrant du bleu au rouge le long du spectre de γ Cas et HD 110432, sont interprétées comme étant dûes à la présence de « nuages » qui tournent avec l'étoile, peut-être emprisonnés par le champ magnétique. Dans se sens, les systèmes de type γ Cas pourraient être les précurseurs des magnetars – _c'est à dire, des étoiles à neutrons avec des champs magnétiques très élevés (B~1014-15 G) probablement en conséquence de la « congélation » du champ de l'étoile massive pendant l'explosion de supernova-, des champs donc très élevés dont l'origine est encore inconnue. Dans l'hypothèse du modèle d'émission X par accrétion de matière dans un système binaire, l'hypothèse la plus probable est que le compagnon compact de l'étoile Be soit une naine blanche (NB). Cette configuration est cohérente du point de vue des observations de par les ressemblances de l'émission X de γ Cas avec celles de certaines variables cataclysmiques (CV), c'est à dire un spectre thermique dur, de luminosité, variabilité et raies d'émission semblables. L'évolution des composantes des systèmes binaires proches est gouvernée par l'échange de matière entre les deux étoiles, et dépend fortement des conditions initiales. Etant données certaines de ces conditions, les systèmes binaires évolués contenant une étoile Be peuvent avoir comme deuxième composante un compagnon du type naine blanche, étoile à neutrons (EN) ou trou noir. Les modèles évolutifs des systèmes binaires massifs prévoient l'existence d'un grand nombre de systèmes Be + NB. Selon certains de ces modèles, environ 70% des étoiles Be formées dans les systèmes binaires proches doivent avoir comme compagnon une étoile du type NB. Cette proportion implique que le nombre de systèmes Be + NB doivent dépasser d'un facteur 10 le nombre des systèmes Be + EN. Selon ces modèles la distribution de la population des systèmes Be + NB doit avoir un maximum vers le type spectral B2e, pas trop loin des types spectraux des systèmes γ Cas (B0.5-B1). Contrastant avec cette prévision théorique, tous les systèmes Be/X connus (de l'ordre de 150) sont constitués d'une Be plus une étoile à neutrons. Le fait que l'on n'ait pas encore observé de systèmes Be + NB remet en question les modèles évolutifs pour les systèmes massives présents dans la littérature. Si, comme prédisent les modèles, on suppose que les systèmes du type Be + NB existent en grand nombre, le fait qu'on ne les observe pas peut être expliqué de différentes manières. D'abord, la luminosité optique et ultraviolette d'un système de ce type est complètement dominée par l'émission de l'étoile massive et la détection directe de la NB est impossible à ces longueurs d'onde. La présence d'un compagnon compact pourrait cependant être détectée indirectement par la variation de vitesse radiale de l'étoile Be. Il faut signaler qu'une recherche de ce type exige des mesures réparties sur des échelles de temps assez longues, puisque les périodes orbitales attendues pour les systèmes Be + NB peuvent être de dizaines à des centaines de jours. Dans le cas de γ Cas, qui contient une étoile d'environ 1 masse solaire dans une orbite de . 205 jours autour de la Be, une telle détection n'a permis qu'une estimation grossière de la masse du compagnon et pour valider le scénario d'accrétion doit être conjuguée avec d'autres informations. En principe, une NB en orbite autour d'une Be doit capturer de la matière du disque circumstellaire et être détectée à partir de l'émission X résultant de l'accrétion. Néanmoins, la quantité de matière disponible pour la NB pourrait être insuffisante pour la rendre suffisamment lumineuse, en raison de la grande distance entre les étoiles, de la faible densité ou de la petite taille du disque. En effet, on s'attend à ce que le disque circumstellaire soit tronqué par l'effet de résonance prévu pour les systèmes binaires quasi circulaires. L'absence d'une explosion supernova lors de la création de la NB favorise les orbites circulaires contrairement à ce qui est observé dans le cas des systèmes Be + EN ou les excentricités orbitales sont normalement grandes. Les principaux résultats de cette thèse sont la découverte et la caractérisation détaillée des propriétés photométriques et spectroscopiques X des nouveaux systèmes γ Cas et aussi de quelques propriétés optiques. La problématique de l'origine de l'émission en rayons X de cette classe d'objets est explorée sur la base de l'ensemble de leurs propriétés. Malgré les nouvelles connaissances apportées par notre travail sur les propriétés de ces systèmes, l'origine de l'émission X reste incertaine. Bien que les propriétés de l'émission X des γ Cas soient très similaires à celles de certaines CV, l'absence de preuve claire de la binarité de ces étoiles, à part γ Cas, et la connaissance limitée de la structure du disque circumstellaire, empêchent de conclure sur la validité du modèle d'accrétion. L'absence d'un modèle théorique pour le scénario magnétique, avec lequel les propriétés dérivées pourraient être confrontés avec les observations, ne permet pas d'exclure cette hypothèse. De l'autre côté, la détection directe d'un champ magnétique intense dans ces objets apporterait de l'eau au moulin du scénario magnétique mais reste difficile de par la présence d'un disque circumstellaire très lumineux en lumière visible. La deuxième partie du travail est consacrée à l'étude de la population X des étoiles massives de 7 amas ouverts: NGC 7419, NGC 3766, NGC 663, NGC 884, NGC 869, NGC 3114 et IC 4725. Cette recherche est basée sur des observations XMM et des catalogues en infra-rouge et en optique, notamment à partir des données photométriques du catalogue 2MASS et de la base de données WEBDA. Les amas ont été choisis en raison de la présence d'un grand nombre d'étoiles du type Be (> 146 en total) et couvrant une gamme d'âge suffisante (de ~10 à 300 million d'années), de façon à permettre l'investigation des propriétés X en fonction de l'âge des amas. Les données photométriques en infrarouge du champ de chaque amas contenus dans le catalogue 2MASS ont permis la construction de diagrammes couleur-magnitude (DCM) et l'identification des contreparties IR d'environ 50% des sources X détectées. Cette proportion correspond à la population stellaire galactique attendue, le reste des sources non-identifiées correspondant aux sources extragalactiques vues en arrière plan. Les diagrammes DCM ont fourni notamment une estimation des types spectraux des étoiles massives des amas qui occupent des positions bien distinctes de celles des étoiles du champ, pour lesquelles cette information n'apparaît pas dans la littérature. L'appartenance aux amas des étoiles moins massives n'est pas toutefois très claire pour les étoiles moins brillantes que J > 12 à cause de la contamination du DCM par les étoiles du champ. Malgré le grand nombre d'étoiles de type Be présentes dans les amas et l'espoir de détecter ~5-25 systèmes Be/X, sur la base des modèles évolutifs, une seule étoile Be a été identifiée comme probable contrepartie d'une source X –à part RX J0146.9+6121, une Be/X classique (Be+ étoile à neutrons) bien connue et située dans NGC 663. Seule l'étoile MWC 39, qui appartient à l'amas NGC 884 (~ 13x106 ans) est corrélée avec une source X relativement dure de température de plasma de ~6,5X107 K et luminosité ~1031 erg s-1. La faible luminosité de MWC 39 indique que l'étoile est probablement un système du type γ Cas, mais compte tenu de la faiblesse du signal, la possibilité qu'il s'agisse d'un système Be + étoile à neutrons classique ne peut pas être exclue. Environ 15 étoiles massives ont été identifiées avec des sources X avec des valeurs de flux proches des limites de sensibilité de détection des observations. Il s'agit en général des étoiles plus chaudes que B2.5, qui suivent la relation Lx/Lbol~ 10-7, typique des étoiles massives. Un excès en Lx/Lbol est observé dans certains cas, et notamment pour les types le plus tardifs, ce qui suggère la présence d'un compagnon plus jeune de type solaire. Des limites supérieures sur les luminosités X sont dérivées pour les étoiles non détectées. Nous terminons cette thèse en montrant comment l'absence de systèmes Be + NB dans ces amas contraint la fréquence du comportement de type γ Cas dans les étoiles Be, les modèles de l'évolution des binaires massives et en particulier, le chemin binaire conduisant à la formation d'une étoile Be.
Entrepôt d'origine : 
Identifiant : ecrin-ori-294645
Type de ressource : Thèse
