Identification multi-longueurs d'onde des sources X faibles des amas globulaires

250 Pages·2017·12.15 MB·French

by  Mathieu Servillat

Identification multi-longueurs d’onde des sources X
faibles des amas globulaires
Mathieu Servillat
To cite this version:
Mathieu Servillat. Identification multi-longueurs d’onde des sources X faibles des amas glob-
ulaires. Plan`ete et Univers [physics]. Universit´e Paul Sabatier - Toulouse III, 2008. Fran¸cais.
<tel-00375366>
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TTHHÈÈSSEE
En vue de l'obtention du
DDOOCCTTOORRAATT DDEE LL’’UUNNIIVVEERRSSIITTÉÉ DDEE TTOOUULLOOUUSSEE
Délivré par L'UNIVERSITÉ TOULOUSE III - PAUL SABATIER
Discipline ou spécialité : ASTROPHYSIQUE
Présentée et soutenue par MMAATTHHIIEEUU SSEERRVVIILLLLAATT
Le 28 novembre 2008
Titre :
II -- ''
DDEENNTTIIFFIICCAATTIIOONN MMUULLTTII LLOONNGGUUEEUURRSS DD OONNDDEE
XX
DDEESS SSOOUURRCCEESS FFAAIIBBLLEESS DDEESS AAMMAASS GGLLOOBBUULLAAIIRREESS
JURY
DR. JEAN-FRANÇOIS OLIVE Président Professeur, UPS/CESR, Toulouse
DR. CHRISTIAN MOTCH Rapporteur Directeur de Recherche, Obs. Strasbourg
DR. FRANK W. M. VERBUNT Rapporteur Professeur, Univ. Utrecht, Pays-Bas
DR. SYLVAIN CHATY Examinateur Maître de Conférences, CEA, Paris
DR. THOMAS J. MACCARONE Examinateur Lecturer, Univ. Southampton, Angleterre
DR. DIDIER BARRET Examinateur Directeur de Recherche, CESR, Toulouse
DR. NATALIE A. WEBB Directrice de Thèse Astronome Adjoint, CESR, Toulouse
Ecole doctorale : SCIENCES DE L'UNIVERS, DE L'ENVIRONNEMENT ET DE L'ESPACE
Unité de recherche : CENTRE D'ÉTUDE SPATIALE DES RAYONNEMENTS, UMR 5187
Directeur(s) de Thèse : NATALIE A. WEBB
Rapporteurs : CHRISTIAN MOTCH, FRANK W. M. VERBUNT

Résumé
Cette thèse a permis d’étudier en détails les sources X faibles de trois amas globulaires galac-
tiques(NGC 2808,NGC 4372etM 22)afin demieuxcomprendre leurévolution dynamique. Des
observations X effectuées avec XMM-Newton et Chandra sont présentées et analysées. Elles sont
complétéespardesobservationsdanslevisible,l’ultraviolet,l’infrarougeetledomaineradiodans
lebutd’identifierlessourcesXliéesàcesamasglobulaires.
Les observations X ont permis de détecter 16 sources liées à NGC 2808 et 18 sources liées à
M 22. Ces sources sont principalement des binaires serrées. Cette population élevée de binaires
aurait un rôle important à jouer dans le ralentissement de l’effondrement dynamique du cœur de
cesamasglobulaires.
UnebinaireXdefaiblemasseenquiescencecontenantuneétoileàneutronsaétédétectéedans
NGC 2808 et les observations indiquent qu’aucune source de ce type n’est présente 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 et confortent la théorie
delaformationdynamiquepourcesbinaires.
UndéficitpossibledesourcesXdétectéesdansNGC2808,parrapportauxsourcesXattendues
par formation dynamique, semble indiquer que le taux de rencontre n’est pas le seul paramètre
intervenant dans la production de toutes les sources X. Les observations présentées dans cette
thèse indiquent que la métallicité de l’amas pourrait avoir une influence sur le nombre de sources
Xobservéesdanslesamasglobulaires.
Les observations X de NGC 2808 sont en accord avec un déficit d’éruptions de variables ca-
taclysmiques déjà observé dans les amas globulaires. À partir des rapports X/ultraviolet et d’ob-
servations spectroscopiques, nous proposons différentes approches afin de résoudre ce problème.
Celles-ciconsistentàdéterminersilesvariablescataclysmiquesdesamasglobulairessontenmajo-
ritémagnétiques,siellesontuntauxd’accrétionfaible,ousiellescontiennentdesnainesblanches
demasseplusélevée.Lesincertitudessontencoretropimportantespourconclure,maisdesobser-
vationsfuturesplusprofondesdoiventnouspermettredecontraindrelanaturedecessources.
Enfin, d’autres sources d’énergie centrales ont été proposées pour retarder l’effondrement de
cœur des amas globulaires, comme la présence d’un trou noir de masse intermédiaire. Les obser-
vations que je présente dans cette thèse permettent d’apporter une limite supérieure de quelques
centainesdemassessolaires,siuntelobjetsetrouvaitdansNGC2808.
i
ii RÉSUMÉ
Abstract
I present a comprehensive study of the faint X ray sources of three Galactic globular clusters
(NGC2808,NGC4372andM22)inordertounderstandtheirdynamicalevolution.XMM-Newton
andChandraobservationsarepresentedandanalysed.Theyarestrengthenedbyoptical,ultraviolet,
infraredandradioobservationsinordertoidentifytheX-raysourcesassociatedwiththeseglobular
clusters.
X-ray observations lead to the detection of 16 sources in NGC 2808 and 18 sources in M 22.
These sources are mainly close binaries. This significant population of close binaries is likely to
playanimportantroleinslowingdownthecorecollapseoftheseclusters.
One quiescent neutron star low-mass X-ray binary was detected in NGC 2808, and there is
no evidence for such an object in M 22 and NGC 4372. These results are in agreement with the
relationshipalreadyobservedshowingthatthenumberoftheseobjectsiscorrelatedwiththestellar
encounter rate in the core of globular clusters. It is therefore likely that these binaries are formed
dynamically.
A possible lack of X-ray sources detected in NGC 2808, compared to the number of X-ray
sources expected through dynamical production, indicates that the encounter rate is not the only
parameter to play a role in the formation of the X-ray sources. The observations presented in this
thesis show that the cluster metallicity could play a role in the production of close binaries, and
thuscouldinfluencethenumberofX-raysourcesobservedinglobularclusters.
X-ray observations of NGC 2808 confirm the deficit of cataclysmic variable outbursts already
observed in globular clusters. Using X-ray to ultraviolet ratios, and optical spectroscopic obser-
vations, we suggest different approaches to tackle this issue, and try to determine whether it is
because of moderate magnetic fields and low mass transfer, or increased white dwarf masses. Our
uncertaintiesarestill toolargeto beconclusive,butfuture, deeperobservationsshouldallow usto
constrainthenatureofthesesources.
Other central energy sources have also been proposed in the literature to explain core collapse
delay in globular clusters, such as the presence of an intermediate mass black hole. The observa-
tionspresentedinthisthesisallowustoderiveamasslimitofseveralhundredsofsolarmasses,if
suchanobjectispresentinNGC2808.
iii
iv ABSTRACT
Remerciements
Les amas globulaires contiennent tellement d’étoiles dans un volume réduit qu’elles se ren-
contrent fréquemment et entrent en interaction. Je ne peux m’empêcher de faire le rapprochement
avec la société humaine, qui existe réellement depuis que les Hommes se rencontrent, échangent
leurs idées, construisent des projets. Si je regarde mon parcours, je constate que de nombreuses
interactions avec différentes personnes m’ont permis de guider ma vie vers un projet qui a pris la
forme d’une thèse de doctorat en astrophysique et qui continue vers une voie qui me passionne.
J’utilise le mot « guider », mais je ne saurais dire si j’ai choisi cette voie à force de persévérance,
ousimonparcoursétaitdéjàdéterminéd’unemanièretropcomplexepourpouvoirleprédire...
J’aientoutcaseulachancederencontreretd’interagiravecNatalieWebbenstagedeMaster2
puis tout au long de ma thèse. J’ai pu apprécier ses grandes qualités scientifiques, sa disponibilité,
sa joie de vivre et ses courses rapides dans les couloirs du CESR. Je reste admiratif de son travail
quim’aservid’exempleetqu’ellemèneenparallèleavecuneviedefamillebienremplie:l’arrivée
de la petite Dalia est un évènement heureux qui aura marqué ma thèse. Bref, je dois tellement à
Nataliequejenesaurailuirendreenquelquesmotsderemerciements.
Les interactions que j’ai pu avoir avec Didier Barret ont aussi été très enrichissantes. Malgré
un emploi du temps surchargé, il a toujours pris le temps de me faire bénéficier de sa qualité de
jugement et de ses conseils bienveillants. J’élargis mes remerciements à tous les membres du jury
avec qui j’ai eu des interactions plus brèves mais tout aussi enrichissantes. J’ai pu apprendre à les
connaître et à les apprécier au cours de différentes rencontres, à Paris, Capri ou Prague lors de
conférences,àlarésidencedel’ESOauChili,oudanslespubsdeSouthampton!Cefutunplaisir
depouvoirréunirunteljuryàToulouse.
Dans les nombreuses interactions qui m’ont aidé à tracer mon chemin scientifique, j’ai une
pensée pour les chercheurs du CESR, toujours disponibles, et en particulier Elisabeth Jourdain
avecquijepartagemonbureau.Nousavonséchangéd’innombrablespointsdevue,surlascience,
la plongée sous-marine ou les problèmes du laboratoire. Je la remercie chaleureusement pour son
soutienetsonavisextérieurtoujoursbénéfique.Ilyaaussiceuxquim’ontaccueilliàSouthampton
pour deux mois de recherches : Andrea Dieball, Christian Knigge, Tom Maccarone, et tout le
groupe Astrophysique (thésards, postdocs et chercheurs...) que l’on rencontre si simplement lors
despausesthé,desséminairesetdessortiesrégulièresdanslespubsanglais!
Une part importante de la motivation qui a animé ma thèse est liée à l’existence d’un groupe
très dynamique au CESR, composé des doctorants et jeunes du laboratoires. Là encore il faut
v
vi REMERCIEMENTS
s’imaginer un groupe en interaction avec des rencontres, des discussions, des projets comme les
« ateliers » des doctorants... Les trois ans de thèse ont fait évolué ce groupe, avec des nouveaux,
des départs, des retours, mais toujours la même fougue! Allons y dans le désordre plus ou moins
chronologique : Natacha, Déborah, Christophe, Nicolas, Romain, Benoît, Pierre, Yannis et Clau-
dia, Philippe, Denis, Gilles, William, Erwan, Olivier, Pierrick, Valerio, Denis, Nadège, Bénédicte,
Francesca,Claire,Martin,Khalil,Maxime,Robert,Paolo,Nathalie,Damien,Nicolas,Julien,Gaël,
Ayoub, Baptiste, Julien, Benoît, Agnès, Renaud, Joseph, Yong Feng, Mauro, Jonathan, Renaud,
SeanetHeidi,Yann,Guillaume,Thomas...
Après il y a la vie en dehors du laboratoire, qui intervient peut être comme source d’énergie
positive et qui permet d’éviter l’effondrement du système, à la manière des amas globulaires. Le
cœurdecette énergieestlesystème binairetrèsrapprochéquenous formonsavecmapetite Patet
qui résiste à tout. C’est bien sûr à elle qu’est dédié ce travail qu’elle a suivi de près jusque dans
mesétatsd’âmes.
Danslesinteractionsàlongtermequiaidentàstabilisermonévolution,ilyalesamisduJura,
deLyon,deBrest...Ceuxavecquionneperdjamaislecontactmalgréladistance,etceuxquisont
àToulouse,enparticulierCédricetAssiaavecquinousavonspartagétantdebonsmoments.
Enfin, la présence familiale, si rassurante, est synonyme de protection, de simplicité et c’est
bien sûr la famille, en particulier mes parents, mon frère, qui m’ont inspiré culturellement et phi-
losophiquement,toutenmelaissantmaîtredemeschoix.Cettethèseestdoncaussileurthèse.
Unequestionconcernantlesamasglobulairesneserapasabordéedanscettethèse,jemepermet
doncdelaposerici:àquoiressembleraitlecielvud’uneplanètesituéedansunamasglobulaire?
Dèjà,lecassemblepeuprobable,carlesrencontresentreétoilesetlafaiblemétalliciténefaci-
litentpaslaformationdeplanètes...Cependant,lecielseraitd’unerichesseincroyable,dominépar
des centaines de milliers d’étoiles jaunes à géantes rouges, avec quelques étoiles brillantes bleues
(dont des variables RR Lyrae) et éventuellement quelques nébuleuses planétaires. En moyenne
l’étoile la plus proche serait à 0,02 parsec (4000 fois la distance Terre–Soleil), contre 1 parsec
pour l’étoile la plus proche du Soleil (Proxima du Centaure à 1,3 parsecs). Les étoiles les plus
brillantes auraient une magnitude V d’environ 10, et il y aurait quelques milliers d’étoiles plus
−
brillantes que la magnitudeV = 5 (plus brillante que Vénus dans notre ciel). Le ciel serait donc
−
constamment lumineux, sans doute à peine moins que la luminosité d’une nuit de pleine Lune.
Le cas le plus intéressant serait peut-être celui d’une planète en périphérie de l’amas globulaire,
entre l’amas et la Galaxie. Le ciel nocturne pourrait alors nous permettre d’observer périodique-
mentlaGalaxiequirecouvriraittoutleciel.Lerestedutemps,lecielseraitdominéparlecœurde
l’amas avec ses nombreuses étoiles. Les astronomes seraient sans doute comblés, et il serait très
intéressantd’étudierlamythologiedepeuplesvivantsurdetellesplanètes!
Table des matières
Résumé i
Abstract iii
Remerciements v
Introduction 1
1 Lesamasglobulaires 3
1.1 Présentationgénérale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
1.1.1 Définition . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
1.1.2 Historique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
1.1.3 Caractéristiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
1.2 Évolutiondesamasglobulaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
1.2.1 Formation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
1.2.2 Évolutionavanteffondrement . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
1.2.3 Évolutionaprèseffondrement . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
1.2.4 Sourcesd’énergiecentrales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
1.3 Méthodesdesimulationdel’évolution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2 SourcesXdanslesamasglobulaires 25
2.1 Étoilescompactes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
2.1.1 Naineblanche . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
2.1.2 Étoileàneutrons . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
2.1.3 Trounoirstellaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
2.2 Luminositéd’accrétion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
2.3 GéométriedeRoche . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
2.4 Disqued’accrétion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
2.5 BinairesX . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
2.5.1 BinaireXdefaiblemasseaccrétante . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
2.5.2 BinaireXdefaiblemasseenquiescence . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
2.5.3 BinairesXdefaiblemassedanslesamasglobulaires . . . . . . . . . . . . 32
vii