Добірка наукової літератури з теми "Binaires galactiques"

En astronomie gamma, les systèmes binaires sont des objets stellaires impliquant une étoile massive et un objet compact, le plus léger des deux en orbite autour de l’autre. Ils émettent de façon régulière à haute et très haute énergie (E > 100 GeV) et peuvent être détectés par le réseau de télescopes H.E.S.S.. Malgré leur faible nombre, ils présentent une grande diversité de comportement et sont caractérisés par une modulation de flux dépendant de la position de l’objet compact. 2 systèmes binaires sont étudiés : LS 5039 et PSR B1259–63, en effet un jeu de données conséquent est disponible puisque ces sources sont observées maintenant depuis plus de 10 ans. En 2012, le cinquième télescope de plus grande taille a commencé ses observations et permet ainsi de faire la connexion avec le domaine du GeV.Une modélisation de ces deux systèmes binaires dans le cas d’une diffusion anisotrope inverse Compton dans le régime de Klein–Nishina sera aussi proposée avec une prise en compte du disque circumstellaire pour PSR B1259¡63. Les données recueillies lors d’une observation peuvent être détériorées par une atmosphère dégradée, affectant ainsi le flux de photons ° collectés. Un coefficient traduisant la qualité de l’atmosphère est donc nécessaire. De plus les gerbes peuvent être déformées à cause de laprésence du champ magnétique terrestre, les études de ces phénomènes sont donc nécessaires pour essayer de corriger ces effets
Binary systems in gamma astronomy are stellar objects involving a massive star with a compact object, the lightest in orbit around the other. They emit regularly at high energy and very high energy (E > 100 GeV) for detection by H.E.S.S. telescopes. Despite their low relative number, they are all characterized by a modulation of gamma photon flux which depends on the position of the lightest object. We will focus more on 2 binary systems : LS 5039 and PSR B1259–63, we have a susbstantial data, H.E.S.S. telescopes have regularly observed these objects for more than 10 years. In 2012, a fifth telescope much larger size, began observations and enables to get events at lower energy and then make the connection with other experiments such as Fermi-LAT. A modelling of these two binary systems in anisotropic inverse Compton in Klein–Nishina regime are also presented and the circumstellar disk is taken into account for PSR B1259–63. Data taken by theH.E.S.S. telescopes can be improved. During observations, atmosphere can be degraded and thus affecting the flux of gamma photons collected. It’s therefore important to know the transparency coefficient of the atmosphere during an analysis. Furthermore, the electromagnetic air showers are more distorted because of the Earth’s magnetic field, a study of these phenomenas is necessary to correct these effects

Dans le cadre de la détection des ondes gravitationnelles, LISA est un ambitieux projet de détecteur interférométrique spatial basse fréquence ciblant les binaires coalescentes. L’analyse de ses données est un enjeu majeur du projet, et, restreinte aux binaires galactiques elle l’objet de cette thèse. L’intérêt de ce type d’ondes est qu’elles constituent le meilleur compromis entre un modèle assez général pour être représentatif et une simplicité relative nous permettant d’élaborer une méthode d’analyse originale pour l’estimation des paramètres. Cette méthode est axée sur la compréhension du modèle d’onde, la géométrie de LISA et de l’espace des paramètres. Notre méthode consiste en six étapes de calcul successives, partant des paramètres les plus apparents et les plus importants (latitude et longitude sur l’écliptique, polarisation) vers les plus implicites (inclinaison orbitale, amplitude). Ces six étapes sont : la détection hétérodyne basse fréquence de la porteuse du signal, l’extraction de l’enveloppe (modulation d’amplitude encodant les paramètres de la source) du signal après filtrage passe-bas, le balayage de l’espace des moindres carrés par maillage triangulaire dynamique, la résolution de l’ambigüité fondamentale de LISA par effet Doppler, l’optimisation et la convergence, et enfin l’estimation de l’amplitude. Les études statistiques que nous avons ensuite menées ont d’abord visé à vérifier la robustesse au bruit de notre méthode, puis à quantifier la précision atteinte sur les paramètres de localisation angulaire. Nous avons aussi vérifié certaines symétries du système, l’isotropie de la sensibilité de LISA, ainsi que la non-corrélation des paramètres
In the context of gravitational wave detection, Lisa is a challenging project of a low frequency space interferometer aiming at coalescing binaries. Its data analysis is a major purpose of the project, and, restricted to galactic binaries, it is the subject of this PhD. The advantage of this kind of wave is that they are the best compromise between a general enough template for its waveform to be representative and a relative simplicity allowing us to design an original data analysis method for its parameters estimation. This method is based in the comprehension of the wave model, Lisa geometry, and the shape of the parameters space. Our methods consists in six consecutive computing steps, starting from the most obvious parameters (ecliptic latitude and longitude, polarization) to the most inherent parameters (orbital, inclination, amplitude). These six steps are : low frequency heterodyne detection of the signal carrier wave, envelope extraction (amplitude modulation containing the source parameters), after low passing the signal, sweeping of the least mean squares space with dynamic triangular mesh, resolution of Lisa main ambiguity thanks to Lisa Doppler effect, convergence and optimization step with BFGS algorithm (quasi-Newton), and amplitude estimation. Statistical studies we have then led let us first to check the reliability of our method and its noise-prove, then to quantify the exactness reached on the angular location parameters. We also check some symmetries of the system, Lisa sensitivity isotropy, and the parameters non-correlation

Cette thèse est consacrée à l'étude des processus d'accrétion et d'éjections à l'oeuvre dans les binaires X, à l'aide d'observations en rayons X et dans le domaine radio et de simulations numériques. Les liens et interactions entre disque d'accrétion, couronne et jet compact y occupant une place privilégiée. Dans une partie introductive, je résume les propriétés principales des binaires X, à la fois observationnelles et théoriques. Dans cette partie, j'insiste tout particulièrement sur les aspects liés à mes recherches et utiles à leur compréhension. J'y décris également les principaux instruments d'observations que j'ai utilisés durant les trois années de mon doctorat. Après cette introduction, la première partie est consacrée aux phénomènes d'accrétion dans les binaires X. J'y étudie trois systèmes : une binaire X à forte masse (IGR Jl9140+0951), ainsi que deux binaires X à faible masse (XTE J1818-245 et H1743-322), dans les deux cas à l'aide d'observations à haute énergie. Dans le cas d'IGR Jl9140+0951, les observations montrent que la luminosité engendrée par le processus d'accrétion depuis le vent stellaire peut affecter en profondeur la matière de ce vent. Dans le cas des deux autres sources, je déduis plusieurs paramètres fondamentaux des systèmes étudiés à partir du comportement de leur disque d'accrétion. La deuxième partie est consacrée aux liens entre le disque d'accrétion et les autres composantes d'une binaire X, c'est-à-dire la couronne et le jet compact, à l'aide d'observations simultanées en rayons X et dans le domaine radio, je montre qu'une altération majeure de la couronne se produit juste avant une éjection discrète de matière dans plusieurs systèmes. Dans le cas de la source atypique GRS 1915+105, évolution de la couronne et éjection discrète sont séparées de quelques secondes, tandis que pour un grand nombre de sources le délai est de quelques heures. J'étudie également le lien entre disque d'accrétion et jet compact par l'intermédiaire de la corrélation constatée entre flux radio et flux X, et montre que le cheminement depuis l'apport de matière par le disque d'accrétion jusqu'à l'émission de lumière par le jet compact diffère fondamentalement suivant les systèmes étudiés. Enfin, la troisième partie est consacrée à un modèle de simulations numériques d'une instabilité du disque d'accrétion, nommée instabilité d'accrétion-éjection. Ce modèle, à deux dimensions, prédit l'apparition d'une spirale de densité dans les parties internes du disque d'accrétion, susceptible de fournir un mécanisme aux oscillations quasi-périodiques observées dans les microquasars. Je décris dans cette partie une extension du modèle destinée à estimer l'amplitude théorique des oscillations entraînées par la présence de l'instabilité
This manuscript is dedicated to the study of the accretion and ejection processes in X-ray Binaries, using radio and X-ray observations as well as numerical simulations. The links and interplay between the accretion disc, the corona and the compact jet. In an introductory part, I first describe the main observational and theoretical properties of the X-ray binaries. I especially emphasize the aspects required to understand the work reported in this manuscript. I also describe the main X-ray and radio observatories used during this work. Then, the first part of this manuscript is dedicated to the accretion processes in X-ray Binaries. I use high energy observations to study one High Mass X-ray Binary (IGR J19140+0951) and two Low-Mass X-ray Binaries (XTE J1818-245 andH1743-322). In the case of IGR Jl9140+0951, observations show that the luminosity generated by the accretion processes can deeply alter the stellar wind. In the case of the two Low Mass X-ray Binaries, I estimate several important parameters of the Systems using the behavior of their accretion discs. The second part is dedicated to the interplay between the accretion disc and the other components of the Systems, namely the corona and the compact jet. Using simultaneous X-ray and radio observations, I show that the corona undergo a strong evolution prior to a discrete ejection of matter, in the case of several binary Systems. In the case of GRS 1915+105, evolution of the corona and detection of a discrete ejection appear within a few seconds, while for other sources it takes a few hours. I study also the link between the accretion disc and the compact jet using a correlation between radio and X-ray flux : depending on the System, the link between the accretion energy brought by the accretion disc and the luminosity of the jet is different, indicating that different physical processes are at work. Finally, the third part is dedicated to numerical simulations of the accretion disc, in the case where an accretion-ejection instability occurs. This two dimensional code predicts the apparition of a density wave within the inner parts of the disc, which can provide a mechanism to explain the quasi-periodic oscillations observed in microquasars. In this part, I describe how the amplitude of the oscillations generated by the instability can be computed, and then confronted to the observations

Le modèle de l’instabilité du disque des novae naines et des transitoires X molles explique les caractéristiques principales des courbes de lumières. La version standard du modèle fait l’hypothèse que le taux de transfert de la secondaire reste constant pendant le cycle des éruptions. Cependant, une variation du taux de transfert pendant une éruption pourrait être un ingrédient essentiel du modèle et permettrait d’améliorer ses prédictions. Toutefois il n’existe pas à ce jour de modèle physique décrivant cet effet. Cette thèse s’intéresse à différents mécanismes pouvant amener à une augmentation du taux de transfert. Chauffer le gaz près du point L1 est un moyen efficace d’obtenir une telle augmentation. Nous nous sommes tout d’abord intéressés à l’irradiation de la secondaire. Pendant une éruption, nous montrons qu’une circulation transportant de la matière des régions de hautes latitudes, irradiées, vers la région du point L1, nichée dans l’ombre du disque, se forme. Cependant le transport de chaleur est inefficace. L’existence même d’une circulation au point L1 pourrait néanmoins contribuer à augmenter le taux de transfert par un facteur =< 10. Nous avons ensuite déterminé le chauffage du point L1 par le bord externe du disque d’accrétion, lui même chauffé par les effets de marée ; le flux de chauffage résultant n’est pas significatif. Nous montrons ensuite que dans les transitoires X, la fraction de la luminosité d’accrétion rétro-diffusée par le milieu environnant du disque pourrait engendrer un chauffage de L1 significatif. Dans les novae naines, cet effet est complètement négligeable. Enfin, nous déterminons comment le chauffage affecte la structure de l’atmosphère de la secondaire et quel est l’augmentation du taux de transfert résultante. Nous montrons que l’effet dépend fortement de la nature du rayonnement incident. A coté du travail sur les systèmes binaires, nous présentons des résultats concernant l’application du modèle de l’instabilité du disque aux disques d’AGNs. Ces disques possèdent des régions instables, mais l’instabilité ne module pas de manière significative le taux d’accrétion sur le trou noir central. Nous montrons que la prise en compte de l’irradiation ne change pas cette conclusion et qu’elle est loin de jouer le même rôle que dans les transitoires X
The disc instability model of dwarf nova and soft X-ray transient outbursts successfully explains the gross features of the observed lightcurves. In its standard form, it is assumed that the mass transfer rate from the secondary remains constant. It is however possible that mass transfer variations are an important missing ingredient of the model, enabling to fix some of its deficiencies. However, there is yet no physical model describing how such a mass transfer enhancement could take place. This thesis focuses on different mechanisms that could lead to an increase in the mass transfer rate. An efficient way to increase mass transfer is to heat up the L1 region. We first focus on the irradiation of the secondary, which has often been suggested to lead to a substantial mass tranfer enhancement. Despite the formation of a strong flow from hot regions toward the L1 region, which is shaded by the accretion disc, no heat is effectively transported during an outburst. The strong surface flow in the L1 point could however lead to amoderate increase in themass transfer. We then show how the rim of the accretion disc, which is itself heated by tidal dissipation, can heat the L1 point directly. The resulting heating is however not very significant. We show that in soft X-ray transients, the environing medium could back-scattered a significant fraction of the accretion luminosity toward L1, whereas in dwarf novae it is negligible. Finally, we determine how an heating flux affects the secondary atmosphere and what is the resulting mass transfer enhancement. We show that this strongly depends on the nature of the incident radiation. In a different context, we also present results concerning the disc instability model applied to AGNs discs. There exists an unstable region in these discs, but the instability is not efficient in moduling the mass accretion rate onto the supermassive blackhole. We show that including irradiation of the disc does not change this conclusion. In this case, irradiation is far from playing the same role as in soft X-ray transients

Cette HDR est dédiée à l'études des binaires X et de leurs propriétés. Je me penche plus particulièrement sur l'étude d'une famille de systèmes récemment mise en avant par le satellite INTEGRAL et constitués d'une étoile à neutrons et d'une supergéante, où l'accrétion est "directe", et aborde ensuite mes travaux sur les microquasars. Dans ces derniers le système est composé d'un trou noir et d'une étoile de faible masse ; l'accrétion s'y fait via un disque. Dans ce document je présente tout d'abord les aspects purement astronomiques (astrométrie, caractérisation des sources) et progresse vers l'analyse physique de leurs émissions (spectrométrie, photométrie) après avoir discuté des résultats obtenus par une approche purement phénoménologique de ces populations de sources. Lors de l'approche physique je montre tout d'abord comment les rayons X peuvent permettre une radiographie du système, et les conclusions qu'il est possible d'obtenir sur l'environnement local du système : vent stellaire, cocon absorbant, interaction vent stellaire/émission X. Dans le cadre des microquasars les analyses systématiques de ces objets m'ont permis de contraindre certains liens entre phénomènes d'accrétion et d'éjection. Je présente ainsi les conclusions qu'il est possible de tirer des bases de données multi-longueurs d'onde. Je décris alors trois modèles théoriques concurrents et les confronte avec les résultats observationnels.

L'étude des processus de production de rayonnement de haute énergie dans les plasmas relativistes constituant l'environnement des objets compacts nécéssite des outils numériques relativement lourds. Je présente des codes dédiés à la simulation de ces processus (diffusions Compton multiples, production et annihilation de paires Èlectron-positon, raie de fluorescence du fer...). D'une part, des codes basés sur des méthodes Monte-Carlo standards (linéaires) permettent de calculer le spectre Èmis par Comptonisation dans un plasma chaud ou réflexion sur de la matière froide. Ces calculs sont effectuÈs pour une géométrie et une distribution des électrons fixée. D'autre part, un code Monte-Carlo nonlinéaire a été développé. Ce code évite les hypothèses sur la distribution des électrons (ou paires) qui est calculée de manière autocohérente en utilisant à la fois le bilan énergétique et le bilan de création/annihilation des paires, et en tenant compte du couplage avec la matière froide présente dans l'environnement de la région active. Les paramètres libres sont alors la puissance fournie au plasma et la façon dont cette énergie est fournie (chauffage thermique, injection/accélération de particules à haute énergie...). Les spectres calculés, comparés aux observations, donnent des informations sur la distribution des particules et les processus de dissipation d'énergie. Ce code permet également d'étudier des situations hors équilibre, dépendant du temps et notamment de calculer les courbes de lumière associées à une perturbation. Des applications aux différents modèles proposès pour rendre compte des observations X et gamma sont présentées (modèles thermiques, non-thermiques, modèle d'illumination anisotrope et modèles de couronne thermique radiativement couplèe au disque d'accrétion). Je montre comment de tels outils numériques peuvent mettre des contraintes sur la géométrie et les conditions physiques qui règnent dans les sources compactes de rayonnement X et gamma.

Le futur observatoire spatial d’ondes gravitationnelles LISA ouvrira une nouvelle fenêtre pour la mesure des ondes gravitationnelles, permettant d’observer des sources difficilement visibles avec les observatoires terrestres actuels. Parmi ces sources, la détection des binaires galactiques promet une richesse d’informations sans précédent, mais soulève également plusieurs défis d’analyse de données. En particulier, le grand nombre de sources attendues et la présence à la fois de bruit et d’artefacts entachant les données nécessitent le développement de méthodes d’analyse robustes.Grâce à une modélisation simple des signaux recherchés, nous montrons qu’il est possible de détecter les signaux en présence de bruit et de les estimer. Nous expliquons ensuite comment ce modèle peut être utilisé pour atténuer efficacement l’impact des données manquantes sur l’analyse. Enfin, nous étudierons ce qu’un nouveau modèle appris peut apporter en termes de caractérisation du signal
The forthcoming space-based gravitational wave observatory LISA will open a new window for the measurement of gravitational waves, making it possible to observe emitting systems hardly visible with the current Earth-based observatories. Among these sources, the detection of galactic binaries promises an unprecedented wealth of information about these systems, but also raises several challenges in signal processing. In particular the large number of expected sources and the presence of both complex instrumental noise and artifacts tainting the data call for the development of robust methods. Through simple modeling of the sought signals, we show that it is possible to detect them accurately in presence of instrumental noise and to recover the signals. We then explain how this model can be used to efficiently mitigate the impact of missing data on the analysis. Finally, we investigate what a new learning-based model can bring in terms of signal characterization

Mon activité de recherche en astrophysique entre les années 1990 et 2005 et celle des étudiants et chercheurs que j'ai encadrés, ont été centrées principalement sur l'étude des trous noirs galactiques accrétants par le moyen d'observations astronomiques de leur émission de haute énergie (X et gamma). Ce travail a été réalisé dans le cadre de projets d'astronomie spatiale dans lesquels mon laboratoire était impliqué et notamment dans les deux projets clefs de l'astronomie gamma européenne des années 1990 et 2000, la mission franco-russe SIGMA/GRANAT et celle de l'Agence Spatiale Européenne INTEGRAL. Mon rôle dans ces missions a été de développer les systèmes d'analyse des données et je me suis spécialisé dans les techniques d'analyse pour les systèmes à ouvertures codées, systèmes employés dans les télescopes des ces missions. Après avoir illustré mes contributions originales dans ce domaine, je décris dans ce mémoire les programmes scientifiques que j'ai développés et les résultats que j'ai obtenus sur les deux thèmes d'astrophysique des trous noirs auxquels j'ai contribué en manière significative.
Tout d'abord, grâce aux données gamma récoltées avec SIGMA et INTEGRAL, j'ai pu réaliser un programme d'études sur les systèmes binaires serrées, où un trou noir de masse stellaire accréte de la matière de l'étoile compagnon donnant lieu à de l'émission X/gamma. Le
résultat majeur de ce travail a été la découverte d'une structure spectrale d'émission de haute énergie dans la nova X de la constellation de la Mouche. Je décris aussi plusieurs autres résultats obtenus grâce aux données gamma, couplés à des données X d'autres observatoires, sur 13 sources transitoires (novas X) et 3 sources persistantes à trou noir que j'ai pu étudier dans la gamme entre 1 et 1000 keV.
J'ai aussi développé un vaste programme scientifique concernant l'étude de l'émission de haute énergie du trou noir supermassif du centre de la Galaxie. Grâce au balayage profond effectué avec SIGMA j'ai d'abord établi des limites supérieures contraignantes à l'émission gamma de cet objet. Ce résultat a conduit au développement de nouveaux modèles décrivant les processus d'accrétion dans les trous noirs. Ensuite, j'ai découvert des sursauts X en provenance du trou noir
central avec des données de l'observatoire XMM-Newton et plus récemment une source INTEGRAL qui coïncide avec le centre de la Galaxie. Je discute ces résultats dans le cadre de la physique du centre galactique et des processus d'accrétion et éjection dans les trous noirs.
Je présente enfin mon programme de recherche pour les années à venir, qui voit en première ligne mon implication dans un projet d'astronomie spatiale des hautes énergies, SIMBOL-X. Ce projet prévoie, par le moyen de deux satellites en formation, d'étendre la technique de focalisation par incidence rasante aux rayons X durs afin d'étudier les phénomènes non thermiques de notre univers.

Malgré de nombreux efforts tant sur le plan observationnel que théorique, nous ne connaissons que très peu de choses sur la nature des sources X très lumineuses qui n'appartiennent pas au noyau de la galaxie hôte et qui semblent dépasser (ou dépassent) très largement la limite d'Eddington d'un objet de quelques masses solaires. Ce travail présente dans une première partie l'étude multi-longueurs d'onde d'un échantillon de certains de ces objets à travers les observations X des satellites ROSAT et XMM-Newton et les résultats d'observations optiques menées à l'Observatoire de Haute-Provence, à l'ESO et au CFHT. Ces objets ont été étudiés depuis des décennies sans qu'ils aient livré aucun de leurs secrets, et pour la première fois de nombreuses nébuleuses en émission ont été découvertes à proximité de la source X. Et plus encore, une de ces nébuleuses semble être photoionisée par les rayons X ce qui tend à prouver par la même occasion que l'émission X de l'objet dépasse largement la limite d'Eddington d'un objet de quelques dizaines de masses solaires ! Une deuxième partie de ce travail est consacrée à une tâche plus technique qui fut l'écriture d'un programme intégré à une chaîne de traitement automatique des données du satellite européen XMM-Newton.