Academic literature on the topic 'Variables cataclysmiques'

Les variables cataclysmiques magnétiques sont des sytèmes binaires serrés contenant une naine blanche fortement magnétisée accrétant de la matière provenant d'un compagnon. La matière est dirigée par les lignes de champ magnétique et tombe avec une vitesse supersonique en formant une colonne d'accrétion au niveau du (des) pôle(s) magnétique(s) de la naine blanche. Lors de l'impact un choc retour est généré et la matière choquée se structure sous l'effet du refroidissement dû au rayonnement. Ce travail présente une étude pluri-disciplinaire de la dynamique de la colonne d'accrétion. Tout d'abord, une approche numérique à l'échelle astrophysique permet d'étudier la dynamique de la colonne d'accrétion. En particulier, le lien avec les observables du système a été abordé. Cette approche est complétée par une approche expérimentale basée sur la génération d'écoulement hydro-radiatifs grâce aux installations de laser de puissance. La pertinence de ces expériences repose sur la construction de lois d'échelle. De nouvelles lois sont exposées dans le cadre de la MHD radiative idéale et résistive. Les résultats du dimensionnement ainsi que l'interprétation de la campagne d'expérience POLAR réalisée en 2012 sur l'installation LULI2000 sont présentés
Magnetic cataclysmic variables are interacting binary systems containing a highly magnetized white dwarf which accretes material from companion. Material is led along magnetic field lines and falls onto magnetic pole(s) of the white dwarf at supersonic speed forming an accretion column. As the material hits the surface, a reverse shock is formed and the shocked region is structured by the cooling effect of radiation processes. This work is a multidisciplinary study of the dynamics of the accretion column. Firstly, a numerical study of the accretion column structure at the astrophysical scale is presented. The observational consequences are discussed. This approach is completed by experiments using radiative flows generated by powerful lasers. The relevance of such experiments is based on the establisment of scaling laws. News scaling laws in the frame of radiative ideal or resistive MHD are exposed. The results of the sizing and the interpretation of the POLAR experimental campaign of 2012 on LULI200 installation are presented

Le travail présenté est constitué de trois parties indépendantes. Dans la première partie, on étudie à l'aide de la technique SPH (Smoothed Particle Hydrodynamics) la déformation du secondaire au contact de Roche dans les variables cataclysmiques (CV). Ces déformations conduisent à une période orbitable plus grande que celle prévue par la troisième loi de Képler. La prise en compte de cette modification dans des modèles dévolution de CV explique partiellement pourquoi la période des CV observées a un minimum vers 80 minutes. La deuxième partie traite des binaires serrées de naines blanches. On présente un modèle analytique simple du transfert de masse dans ces systèmes lorsque le secondaire remplit son lobe de Roche. L'étude montre que si le rapport des masses est petit (secondaire légerà, alors de transfert de masse est stable et dure typiquement cent millions d'années. Dans le cas contraire, il est instable et la coalescence complète se produit en quelques minutes. Une modélisation SPH montre le déroulement de cette coalescence. La troisième partir concerne le refroidissement des naines blanches isolées pour donner une relation âge-luminosité de ces objets. Le refroidissement est étudié à l'aide d'une code d'évolution stellaire qui calcule complètement la structure de l'étoile (équation d'état, de transfert d'énergie, du mouvement)̀. Ce code est adapté pour traiter la cristallisation du plasma dans le cas d'une composition pure (C ou O) ou d'une mélange (C+O). L'allongement du temps de refroidissement à cause de la cristallisation est étudié. Les courbes de luminosité correspondant à différentes masses sont présentées.

Les naines blanches magnétiques composent certains systèmes binaires particuliers qui accrètent la matière de leur compagnon sous la forme d’une colonne d’accrétion. Le flot de matière confiné par les lignes de champ magnétique, tombe à une vitesse supersonique au niveau du ou des pôles magnétiques de la naine blanche. Lors de l’impact, un choc d’accrétion est généré et la matière choquée se structure sous l’effet de processus radiatifs complexes. Dans ce travail, nous présentons des données observationnelles, des données de simulations numériques à l’échelle astrophysique, des études théoriques et enfin des données expérimentales obtenues sur différentes installations laser ainsi que leurs simulations numériques associées. Tout d’abord, des approches théoriques et numériques à l’échelle astrophysique permettent de décrire la structure et la dynamique de la colonne d’accrétion. En particulier, nous avons étudié l’origine d’oscillations rapides observées dans les courbes de lumière de certains objets. Puis, nous avons complété ces études par une approche expérimentale afin de construire des maquettes aux dimensions millimétriques en laboratoire des phénomènes hydro-radiatifs présents dans les colonnes d’accrétion grâce à l’utilisation de lasers de puissance. Des résultats expérimentaux obtenus sur l’installation GEKKO XII et leurs interprétations sont présentés. Enfin, nous avons optimisé un nouveau schéma expérimental en attaque indirecte pour atteindre un régime similaire sur les installations mégajoules. Les données extraites de ces expériences permettront d’apporter des éléments essentiels pour améliorer la modélisation astrophysique
Magnetic white dwarfs are part of some binary systems which accrete matter from their companion star as an accretion column. The accretion flow confined by the magnetic field lines falls at a supersonic velocity onto the magnetic poles of the white dwarf. At the impact, an accretion shock is generated and the post-shock region is structured as a result of the effects of complex radiative processes. In this work, we present observational data, astrophysical numerical data, theoretical studies and finally experimental data obtained on different laser facilities as well as their associated numerical simulations. First, theoretical and numerical studies at the astrophysical scale describe the structure and the dynamics of the accretion column. In particular, we have studied the origin of rapid oscillations observed in the optical light curves of some objects. Then, we have completed these studies with an experimental approach to build laboratory millimetre-scaled models of the radiation hydrodynamic processes occurred in the accretion column through powerful lasers. Experimental results obtained on the GEKKO XII laser facility and their interpretations are presented. Finally, we have optimized a new experimental design to achieve a similar regime on megajoule facilities in indirect drive. The data obtained from such experiments will provide new insights to improve astrophysical modelling

L'astrophysique de laboratoire est un domaine de la Physique des Hautes Densités d'Énergie en plein essor. Elle vise à recréer en laboratoire des processus physiques difficilement accessibles avec les diagnostics astronomiques. Nous aborderons, dans cette thèse, trois sujets majeurs: 1) les jets issus d'étoiles jeunes caractérisés par une collimation importante et se terminant par un choc d'étrave; 2) les chocs radiatifs pour lesquels le rayonnement propre du choc joue une rôle prépondérant dans sa structure et 3) les chocs d'accrétion dans le cas des variables cataclysmiques magnétiques dont l'important facteur de refroidissement permet d'atteindre la stationnarité. De la conception à la réalisation expérimentale, nous nous attacherons à reproduire en laboratoire chacun de ces processus en respectant les lois d'échelle liant les deux situations (expérimentale et astrophysique) précédemment établies. L'implémentation d'un grand nombre de diagnostics visibles et X nous permettra enfin de les caractériser complètement et de calculer les nombres sans dimension assurant la pertinence astrophysique.

L'observation X des galaxies proches permet d'accéder directement aux différentes populations d'objets hautes énergies qui les composent, en particulier les étoiles binaires X, systèmes formes d'un astre compact (étoiles à neutrons, trou noir) et d'une étoile normale. Je présente un catalogue et une étude de la variabilité des sources X de m33 détectées par le satellite rosat. En particulier, la source X-7 est identifiée sans ambiguïté comme un pulsar binaire X. Près de 70% de l'émission X de m33 provient de la source X-8 associée au noyau de la galaxie. Je montre que la luminosité de cette source ( 10#3#9 ergs s##1) est modulée sur une période de 106 jours. Des observations complémentaires de cette source avec le télescope spatial Hubble montrent une source UV quasi-stellaire au centre du noyau. X-8 est sans doute un système binaire X avec un trou noir de 10m. . Dans un tel système, l'illumination du disque d'accrétion qui se forme autour du trou noir peut être extrêmement importante. Un disque est thermiquement et visqueusement instable autour de la température d'ionisation de l'hydrogène ( 7500 k). Cette instabilité est supposée être à l'origine des éruptions des novae naines et des transitoires X molles. Le modèle numérique mis au point par Jean-Marie Hameury permet de suivre l'évolution d'un disque instable avec précision. Ce modèle est adapté pour tenir compte de l'illumination, on montre que, contrairement a ce qu'indiquent les observations de binaires X, l'illumination par une source ponctuelle ne modifie pas les propriétés du disque si celui-ci est plan (non gauchi). Par contre, si la source d'illumination n'est pas dans le plan du disque, l'illumination a un effet stabilisateur comme prévu par van Paradijs (1996). Contrairement aux idées reçues, l'illumination dans les binaires X est très mal connue.

Nous avons effectué 150 heures d'observations de dix étoiles à éruptions de type UV Ceti ("dMe") et une RS CVn avec deux grands radiotélescopes très sensibles (Arecibo et Nançay), principalement à 21 cm, en utilisant plusieurs analyseurs de spectres (des spectrographes acousto-optiques) à très large bande de fréquence et hautes résolutions en temps et fréquence. À Arecibo, nous avons mis au point une technique très fiable permettant de distinguer les émissions artificielles des sursauts d'origine stellaire. Nous avons enregistré une douzaine de sursauts en provenance d'une seule étoile (AD Leo) ; ces sursauts sont attribués à un mécanisme d'émission non thermique cohérent, soit une instabilité maser cyclotron, soit du rayonnement à la fréquence de plasma : ces deux possibilités sont compatibles avec ce qui est connu pour certains sursauts solaires et les émissions radio aurorales planétaires. Par ailleurs, nos résultats sont une première tentative de statistiques fiables sur le taux d'éruptions des étoiles "dMe", que nous comparons aux statistiques établies à partir de publications précédentes. Nous avons réalisé la première détection de la variable cataclysmique magnétique AE Aquarii à 3. 4 mm avec l'interféromètre de l'IRAM (Plateau de Bure), alors que des observations centimétriques avaient lieu à la même période. L'émission radio observée est modélisée par un spectre moyen croissant en loi de puissance que nous avons étendu au domaine millimétrique, et dont nous avons pu préciser l'indice spectral. Nous avons ainsi confirmé un modèle selon lequel les éruptions radio sont dues à la superposition du rayonnement synchrotron d'électrons relativistes présents dans des bulles de plasma en expansion
We have performed 150 hours of observations of ten UV Ceti-type flare stars ("dMe") and one RS CVn with two very sensitive large radiotelescopes (Arecibo and Nançay), mainly at 21 cm. We have used several spectral analysers (acousto-optical spectrometers) of very wide frequency band, and high time and frequency resolutions. In Arecibo, we have developed a very reliable observing technique discriminating between human-made interference and bursts of stellar origin. We have recorded a dozen of bursts from only one star (AD Leo); these bursts are attributed to a non thermal, coherent emission mechanism, a cyclotron maser instability or plasma radiation: these two possibilities are compatible with what is known for some solar bursts and planetary auroral radio emissions. Furthermore, our results are a first attempt of reliable statistics on dMe flare rates and we compare them with statistics established from previous publications. We have made the first detection of the magnetic cataclysmic variable AE Aquarii at 3. 4 mm with the IRAM interferometer (Plateau de Bure), while centimetric observations were performed during the same period. The long-term average spectrum of the observed radio emission is well fitted by an increasing power-law: by extending it to the millimetric domain, we could then give a more precise value of its spectral index, and we have confirmed a model attributing the radio flares to the superposition of synchrotron radiation from relativistic electrons that are present in expanding plasma blobs

Les observations XMM-Newton et Chandra en X de trois amas globulaires galactiques (NGC 2808, NGC 4372 et M 22) sont présentées et analysées. Elles sont complétées par des observations dans le visible, l'ultraviolet, l'infrarouge et le domaine radio afin d'identifier les sources X liées à ces amas globulaires. Les observations X ont permis de détecter 16 sources liées à NGC 2808 et 18 sources liées à M 22 qui sont principalement des binaires serrées. Cette population élevée de binaires aurait un rôle important à jouer dans le ralentissement de l'effondrement du cœur de ces amas globulaires. Une binaire X de faible masse en quiescence contenant une étoile à neutrons a été détectée dans NGC 2808 et aucune source de ce type n'est détectée dans M 22 et NGC 4372. Ces résultats sont en accord avec la corrélation déjà observée entre le nombre de ces objets et le taux de rencontre d'étoiles dans le cœur des amas globulaires. Un déficit possible de sources X dans NGC 2808 semble indiquer que le taux de rencontre n'est pas le seul paramètre intervenant dans la production des sources X et la métallicité de l'amas pourrait aussi avoir une influence. À partir des rapports X/UV et d'observations spectroscopiques, nous proposons différentes approches afin de résoudre le problème du déficit d'éruptions de variables cataclysmiques déjà observé dans les amas globulaires. Ces approches consistent à déterminer si les variables cataclysmiques des amas globulaires sont en majorité magnétiques ou si elles ont un taux d'accrétion faible. Enfin, les observations permettent d'apporter une limite supérieure d'environ 400 masses solaires si un trou noir de masse intermédiaire se trouvait dans NGC 2808.