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Les binaires X
et les les microquasars

Aperçu
Les premières sources extrasolaires compactes de rayonnement X ont été découvertes en 1962. Quelques unes correspondaient, comme s'y attendaient les astronomes, à des étoiles massives très chaudes ou des étoiles à sursauts déjà connues. Mais la plupart, comprendra-t-on rapidement s'avéraient être des couples stellaires serrés, dont l'un des composantes était un astre compact. Cette nouvelle classe d'objets, appelés binaires X, constitue depuis l'un des chapitres les plus importants de l'astronomie des hautes énergies.


Configuration typique d'une binaire X.
(Vue d'artiste de Cygnus X-1 (Cygne).

Les mécanismes à l'origine de l'émission du rayonnement X, souvent variable, peuvent être assez divers. Mais leur logique est presque toujours la même : on a affaire à un transfert de matière en provenance de l'enveloppe de l'étoile la moins évoluée (L'Évolution des étoiles) du couple, en direction de l'étoile qui a déjà atteint son stade compact, c'est-à-dire essentiellement celui d'étoile à neutrons (voire, dans une poignée de cas, de trou noir), qui est le résultat attendu de l'effondrement du coeur d'une étoile massive après son explosion en supernova

Lorsqu'on a affaire à naine blanche, résultant de l'évolution d'une étoile de masse modérée, il peut également y avoir émission de rayonnement X, et l'on a parfois suspecté qu'elles puissent dans certains cas participer à une binaire X; mais l'essentiel du rayonnement est de moindre énergie (lumière visible), et si les processus concernés ressemblent à ceux observés dans les binaires X, on se place ici beaucoup plus certainement dans le contexte de novae et autres variables cataclysmiques.
Le gaz transféré peut se déposer, principalement pour des raisons de moment angulaire, soit directement sur le compagnon compact, soit plus communément en ayant d'abord transité par un disque d'accrétion formé autour de cet astre. Dans tous les cas, l'accélération de la matière ainsi mise en mouvement (aussi bien dans le transfert que dans le disque) est telle qu'elle se trouve au final comprimée et chauffée à de très hautes températures, devenant par là source du rayonnement X observé.
[Les systèmes binaires]

Mise en ordre
Les voies de l'accrétion

Les binaires X sont habituellement rangées dans deux catégories en fonction de la masse de l'étoile compagnon : 

+ Lorsque celle-ci est supérieure à deux masses solaires, on parle de binaires X massives ou HMXB (= high-mass X-ray binaries). Et c'est dans cette classe que l'on rencontre la plus grande diversité de phénomènes.

+ Lorsque la masse se situe au-dessous de ce chiffre, on a affaire à des binaires X de faible masse ou LMXB (= low-mass X-ray binaries).

Binaires X massives
Deux modes d'accrétion principaux sont à envisager, selon que l'on a affaire à des binaires serrées, dans lesquelles le remplissage du lobe de Roche par l'étoile donatrice à lieu, ou à des binaires plus écartées, et où le transfert de matière profite simplement de la perte de masse spontanée de l'étoile donatrice :
La porte de Lagrange - Le transfert peut s'effectuer lorsque l'enveloppe de l'étoile ordinaire remplit complètement son lobe de Roche. Il y a alors un point de passage ouvert vers l'astre compact, le premier point de Lagrange. L'hémorragie se produit donc par là, et elle rejoint un disque d'accrétion formé autour de l'astre compact. C'est ce modèle qui est utilisé en particulier pour expliquer la source Her X-1 (première source X détectée dans la constellation d'Hercule).
Le vent nourricier - Dans le cas où l'enveloppe de l'étoile pourvoyeuse ne remplit pas son lobe de Roche, on peut avoir affaire à une étoile affectée par une importante perte de masse sous forme de vent stellaire. Cela concerne typiquement des étoiles des types O et B, dont la masse est supérieure à dix masses solaires. Une partie de la matière expulsée, à des vitesses de l'ordre de 1000 km/s, se perd dans l'espace, mais une fraction de ce gaz est capté par l'astre compacte, qui le reçoit directement à sa surface (un petit disque peut se former accessoirement). Le cas le plus connu est la source Vel X-1, dans la constellation des Voiles (du vent dans les voiles, donc...). Et l'on peut également citer la source LMC X-4, dans le Petit Nuage de Magellan.
Des configuration plus spéciales peuvent également se rencontrer. Le cas le plus intéressant concerne les systèmes ou l'étoile donatrice possède également un disque (étoiles Be) : 
La traversée du disque - Des sursauts X peuvent encore avoir lieu dans une situation où le transfert de masse n'est plus en cause. Cette fois le disque est formé autour de l'étoile, ce qui peut être parfois le cas lorsqu'il s'agit d'une des types O9 à B2 en rotation très rapide (et plus spécialement Be - étoiles B à spectre en émission). La bouffée de rayonnement X a alors lieu chaque fois que l'étoile à neutrons, en orbite, vient se cogner au disque. On cite ici le cas de la source A0535+26 (Taureau).


Vue d'artiste d'une binaire X avec étoile Be,
entourée de son disque.
Source : Philippe Stee.

Schéma de principe
(D'après Tauris et van den Heuvel, 2003).


Binaires X de faible masse
Les étoiles de faible masse n'ont pas un vent stellaire suffisamment important pour justifier par ce biais de transferts de matière significatifs vers leur compagnon compact. Aussi les binaires X de faible masse impliquent-elles essentiellement des couples serrés où le transfert s'effectue par le point de Lagrange L1, après remplissage du lobe de roche de l'étoile donatrice. Ces systèmes sont par ailleurs caractérisés par une une forte émission thermique en provenance du disque d'accrétion. Dans certains cas les sursauts X observés proviennent des explosions thermonucléaires à la surface de l'étoile à neutrons. La situation est alors analogue à de celle que l'on observe avec les novae classiques.


Rouages
Ordinaire ou super?

Le moteur des binaires X peut fonction avec une étoile à neutrons ou un trou noir. les masses et, partant, les énergies libérées ont des valeurs différentes, avec un contraste bien marqué entre les deux familles. On constatera sur le tableau ci-dessous que la masse des étoiles à neutrons impliquées se distribue autour de la limite de Chandrasekhar (~1,4 masses solaires), et que les trous noirs ont des masses qui avoisinent les 10 masses solaires.


Masses comparées de binaires X. Source : Wilms et Staubert, d'après Kalemci.

Les pulsars cannibales

Du fait de leur champ magnétique intense, les étoiles à neutrons sont susceptibles de donner lieu au phénomène de pulsar*. Et cela est encore vrai lorsqu'ils sont la composante d'une binaire X. On les désigne alors comme des pulsars actionnés par accrétion, par opposition aux pulsars ordinaires, actionnés par rotation. Le gaz en provenance de l'étoile compagnon, qui s'abbat sur l'étoile à neutrons, est canalisé par son champ magnétique vers ses pôles magnétiques, occasionnant un intense dégagement d'énergie, sous forme de rayonnement X, principalement à l'intérieur de faisceaux assez étroits. La rotation rapide de l'étoile à neutrons fait le reste, et on a, au total, le phénomène de phare tournant caractéristique d'un pulsar. Un pulsar X, en l'occurrence. On en connaît aujourd'hui des centaines dans notre Galaxie, aussi bien que dans certaines galaxies voisines. L'émission X de ces objets affecte généralement certaines irrégularités. Elle est quasi-périodique. A la période stricte des "pulsations" due à la rotation, s'ajoutent en effet des sursauts et des crises diverses, d'éventuelles éjection de plasma, aussi, qui s'expliquent par la façon plus ou moins irrégulière dont s'effectue la chute de matière vers l'étoile à neutrons.

Formation d'une binaire X massive

La série de schémas ci-dessous donne une idée simplifiée de l'évolution d'un couple composé de deux étoiles massives conduisant à la formation d'une binaire X (d'après van den Heuvel et Heise, 1972). On notera le va et vient du gaz entre les deux composantes, qui correspond à leurs arrivées successives au stade de géante rouge. Les échelles ne sont pas respectées, et les couleurs sont conventionnelles. 

N. B. : Pour une synthèse récente, on reportera à T. M. Tauris et E.P.J. van den Heuvel : Formation and Evolution of compact Stellar X-ray Sources, astro-ph/0303456, mars 2003.
t = 0 : Naissance (arrivée sur la séquence principale) d'un système composé de deux étoiles massives. Les lobes de Roche ne sont pas remplis, mais des échanges de matière ont d'ores et déjà lieu par l'effet du vent stellaire.
t = 6,85 millions d'années : l'étoile la plus massive a gonflé en supergéante rouge, son enveloppe remplit le lobe de Roche. Un premier transfert de masse s'amorce.
t = 6,87 millions d'années : l'essentiel du transfert de masse est terminé. Il se poursuit seulement par l'effet du vent stellaire de l'étoile qui a perdu son enveloppe d'hydrogène, et n'a plus qu'une enveloppe d'hélium (étoile de Wolf-Rayet).
t = 8,6 millions d'années : l'étoile à hélium explose en supernova. La seconde composante se prépare à quitter la séquence principale.
t = 15 millions d'années : la binaire X est formée. Après l'explosion, le coeur s'est effondré en étoile à neutrons. L'étoile compagnon, devenue supergéante rouge, transfère de la matière. Un disque d'accrétion se forme peut-être autour de l'étoile à neutron. Si des jets de matière s'extraient de ses régions polaires, on aura peut-être affaire à un pulsar X.
[La Voie Lactée]
[Les supernovae]
[Les étoiles à neutrons]
Les microquasars

Des phénomènes analogues à ceux que l'on vient de dire peuvent aussi conduire à la formation d'un trou noir, à la place de l'étoile à neutrons. La masse du reliquat doit simplement être plus importante (soit parce que l'étoile progénitrice était plus massive, soit par ce que l'accrétion sur l'étoile à neutrons l'a faite grossir au delà du seuil fatidique).


Une éjection à grande vitesse de matière
par le microquasar GRS1915+105.
Source : DSM / Dapnia / CEA.

Le modèle au-dessus
Il existe aussi quelques différences intéressantes entre entre les binaires X à étoiles à neutrons et celles qui renferment un trou noir. En particulier un trou noir n'a pas de surface matérielle sur laquelle viendrait s'écraser la matière accrétée pour y former le point chaud à partir duquel s'effectuera le rayonnement. Couramment le disque d'accrétion se contente d'émettre son rayonnement X sans grandes sautes d'humeur, comme c'est le cas, par exemple, avec Cygnus X-1. Mais des jets de matière, provenant du disque d'accrétion, soufflant également également des rafales de nuages de plasma, peuvent également s'éjecter à des vitesses relativistes (c'est-à-dire proches de la vitesse de la lumière).

De quoi déboucher sur de nouveaux phénomènes, car cela donne naissance à quelque chose qui possède une structure et une logique de fonctionnement très comparable à celle des quasars. Il sont simplement plus petits. 

Différences de taille - Les quasars impliquent des trous noirs supermassifs nichés au centre de certaines galaxies (AGN), et sont nourris par le gaz interstellaire environnant. Ils sont entourés d'un disque d'accrétion émetteur de lumière visible (et/ou radio), d'un diamètre de quelques milliards de kilomètres, et leurs jets se développent sur des distances de plusieurs centaines de milliers, voire souvent de plusieurs millions d'années lumière. Les binaires X à trou noir de masse stellaire, pour leur part s'approvisionnent avec la matière d'une seule étoile. La dimension caractéristique de leur disque d'accrétion, émetteur, lui, de rayons X principalement, mais aussi gamma, est d'un millier de kilomètres seulement. Quant aux jets, leur longueur reste de l'ordre d'une année-lumière.
Modèles réduits des quasars, donc, ces objets sont appelés microquasars, du nom qu'a proposé Félix Mirabel, pour le premier d'entre eux, GRS1915+105, qu'il a découvert, avec ses collaborateurs en 1991-92, et étudié notamment avec le VLA et le télescope Sigma du satellite Granat.

Des astres très spéciaux
GRS1915+105 se situe dans la constellation de l'Aigle, et son étude ultérieure (Mirabel et Rodriguez, 1994) a montré les nuages de plasma éjectés par l'objet à des vitesses si proche de celles de la lumière, qu'une curiosité prévue par la relativité restreinte a pu être observer : celle d'un déplacement en apparence superluminique. Ce microquasar apparaît en fait comme une forme exacerbée d'un type d'objet déjà détecté dans notre Galaxie, et dont le plus connu est SS 433, découvert dans la même constellation à la fin des années 1970. Ses jets sont cependant beaucoup moins rapides, et leur énergie cinétique est 40 fois plus petite que celle de GRS1915+105.


Le satellite Granat. (Docu. Jacques Paul).

Un autre objet bien étudié, situé dans la constellation du Sagittaire (coord : 17h 44 mn 2,7 s, -29° 43' 25"), près du centre de la Galaxie, 1E1740.7-2942, détecté en 1992 par le satellite Granat, peut également se comprendre comme un microquasar. Avec quelque chose en plus : il porte la signature de la présence d'antimatière. Celle-ci est révélé par l'existence d'un rayonnement gamma de 511 keV. Une énergie caractéristique de l'annihilation de paires d'électrons-antiélectrons, et qui vaut à l'objet le surnom de Grand Annihilateur. Selon l'interprétation qui est faite de ce phénomène, le gaz projeté violemment par un microquasar viendrait se cogner sur un nuage interstellaire proche. Le choc libérerait des photons des très haute énergie, capables de donner lieu à la matérialisation de paires d'électrons-antiélectrons, dont l'annihilation suivrait immédiatement pour donner le rayonnement constaté.
 

La folle cavale de XTE J1118+480

XTE J1118+480 est un curieux objet découvert dans la Grande Ourse, le 29 mars 2000 par le satellite X Rossi. Il est situé à quelque 6000 années-lumière de nous, dans le halo de la Voie Lactée. Ce qui le rend si spécial n'est pas tant qu'il s'agisse d'un microquasar, encore que ces bestioles restent des raretés, mais justement qu'il se situe, contrairement à ses congénères précédemment détectés, hors du disque galactique.

Son orbite, qui a pu être reconstituée pour la première fois pour un astre de ce type à partir de son déplacement actuel (il est de 145 km/s par rapport à la Terre) rappelle celle d'objets typiques du halo, les amas globulaires. Cela suggère que l'origine de XTE J1118+480 se trouve aussi dans un amas globulaire, dont il aurait été expulsé, il y a sept milliards d'années, longtemps avant que ne se forme le Système solaire, donc, et peut-être même avant que le disque galactique ait fini de se constituer.


Reconstitution du chemin parcouru à travers la Galaxie par XTE J1118+480 au cours des 230 derniers millions d'années.
Source : NRAO; crédit : I. Rodrigues and I.F. Mirabel, NRAO/AUI/NSF.

[Les quasars]

Collection
On trouvera dans les deux tableaux suivants des informations sur les premiers pulsars X à avoir été découverts, et sur les premières binaires X à trou noir (microquasars et objets apparentés) :
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Pulsar X Constellation Prot (s) Prév (j) Etoile compagnon
Cen X-3 Centaure 4,82 2,09 V779 Cen
SMC X-1 Toucan (PNM) 0,717 3,89 Sk16O
RX J0648.1-4419 Poupe 13,18 1,54 HD 49798
LMC X-4 Dorade (GNM) 13,5 1,408 n.c.
OAO 1657-415 Scorpion 37,7 10,4 n.c.
Vela X-1 Voiles 283 8,96 HD77581
lE 1145-614 Centaure 297 5,648 V830 Cen
4U 1907+09 Aigle 438 8,38 n.c.
4U 1538-52 Règle 530 3,73 QV Nor
GX 301-2 Croix 681 41,5 Wray 977
Quelques pulsars actionnés par accrétion et leur compagnon massif.
Source : Bildsten et al. (1997).
Objet Constellation Prév (j) Masse
du trou noir
GRO J0422+22
Persée
04 21 42.77 +32 47 23.6 D
0,212
3,66 - 13,2
A0620-00
Licorne
06 22 44.5 -00 20 45
0,323
8,70 - 12,86
GRS 1009-45
Voiles
10 13 36.3 -45 04 32
0,285
3,64 - 4,74 ?
XTE J1118+480
Grande Ourse
11 18 10.9 +48 02 13
0,170
6,48 - 7,19
GS 1124-683
Mouche
11 26 26.60 -68 40 32.3
0,433
6,47 -8,18
4U 1543-47
Loup
15 47 08.6 -47 40 10
1,116
8,45 - 10,39
XTE J1550-564
Règle
15 50 58.7 -56 28 36
1,543
8,36 - 10,76
GR0 J1655-40
Scorpion
16 54 00.14 -39 50 44.9
2,621
6,03 - 6,57
H1705-250
Ophiuchus
17 08 14.6 -25 05 29
0,521
5,64 - 8,30
SAX J1819.3-2525
Sagittaire
18 19 21.58 -25 24 25.1
2,817
6,82 - 7,42
XTE J1859+226
Petit Renard
18 58 41.5 +22 39 30
0,382
7,6 - 12, 0 ?
GRS 1915+105
Aigle
19 15 11.5 +10 56 44
34
10,0 - 18,0 ?
GS 2000+25
Petit Renard
(QZ VUL) 20 02 49.58 +25 14 11.3
0,344
7,15 - 7,78
GS 2023+338
Cygne
R.A. = 20 23.3, Decl. = +33 50'
6,471
10,06 - 13,38
LMC X-3
Dorade (GNM)
1,705
5,95 - 9,17
LMC X-1
Dorade (GNM)
4,229
4,0 - 10,0 ?
Cyg X-1
Cygne
19 58 21.6756 +35 12 05.775
5,599 6,85 - 13,25
Binaires X pour lesquelle on invoque la présence d'un trou noir.
On donne pour les masses (unité = masse du Soleil), une fourchette.
Source : J. Orosz, 2002.
En librairie - Jacques Paul, L'homme qui courait après son étoile, Ed. Odile Jacob, 1998; Jacques paul et Philippe Laurent, Astronomie gamma spatiale, Gordon and Breach science publishers, 1998.
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