Thèse pour l'obtention du grade de Docteur de l'Université Louis Pasteur

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.. . . . . . Thèse pour l'obtention du grade de Docteur de l'Université Louis Pasteur Strasbourg Spécialité Astrophysique Par Maxime VIALLET Irradiation de l'environnement et instabilités du disque d'accrétion dans les systèmes binaires et les noyaux actifs de galaxies Soutenue publiquement le ?? juillet ???? Jury Directeur de thèse : Dr. Jean-Marie HAMEURY, Observatoire de Strasbourg Rapporteur interne : Pr. Jean HEYVAERTS, Observatoire de Strasbourg Rapporteur externe : Pr. Andrew KING, University of Leicester Rapporteur externe : Pr. Michel RIEUTORD, Université Paul-Sabatier, Toulouse Examinateur : Dr. Jean-Pierre LASOTA, IAP, Paris Examinateur : Dr. Isabelle BARAFFE, CRAL, Lyon

  • l1 region

  • chauffage du point l1 par le bord externe du disque d'accrétion

  • modèle d'instabilité intrinsèque

  • paramétrisation ? de la viscosité - origine physique de la viscosité

  • disque d'accrétion


Publié le : mercredi 30 mai 2012
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Source : scd-theses.u-strasbg.fr
Nombre de pages : 126
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. Thèsepourl’obtentiondugradede
. Docteurdel’UniversitéLouisPasteur
. Strasbourg
.
. SpécialitéAstrophysique
.
ParMaxime VIALLET.
Irradiationdel’environnement etinstabilités
dudisqued’accrétiondanslessystèmes
binairesetlesnoyauxactifsdegalaxies
Soutenuepubliquementlejuillet
Jury
Directeurdethèse: Dr.Jean-MarieHAMEURY,ObservatoiredeStrasbourg
Rapporteurinterne: Pr.JeanHEYVAERTS,ObservatoiredeStrasbourg
Rapporteurexterne: Pr.AndrewKING,UniversityofLeicester
Rapporteurexterne: Pr.MichelRIEUTORD, UniversitéPaul-Sabatier,Toulouse
Examinateur: Dr.Jean-PierreLASOTA,IAP,Paris
Examinateur: Dr.Isabelle BARAFFE,CRAL,LyonRésumé
Le modèle de l’instabilité du disque des novae naines et des transitoires X molles explique
lescaractéristiquesprincipalesdescourbesdelumières.Laversionstandarddumodèlefaitl’hy-
pothèse 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
demodèlephysique décrivantceteffet.
Cette thèse s’intéresse à différentsmécanismes pouvant amener à une augmentation du taux
de transfert. Chauffer le gaz près du point L est un moyen efficace d’obtenir une telle augmen-1
tation. Nous nous sommes tout d’abord intéressés à l’irradiation de la secondaire. Pendant une
éruption,nousmontronsqu’unecirculationtransportantdelamatièredesrégionsdehauteslati-
tudes, irradiées, versla région dupoint L , nichée dans l’ombre du disque, se forme. Cependant1
le transport de chaleur est inefficace. L’existence même d’une circulation au point L pourrait1
néanmoins contribuer à augmenter le taux de transfert par un facteur. 10. Nous avons ensuite
déterminé le chauffage du point L par le bord externe du disque d’accrétion, lui même chauffé1
parleseffetsdemarée;lefluxdechauffagerésultantn’estpassignificatif.Nousmontronsensuite
quedanslestransitoiresX,lafractiondelaluminosité d’accrétionrétro-diffuséeparlemilieuen-
vironnant du disque pourrait engendrer un chauffage de L significatif. Dans les novae naines,1
cet effetest 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 résul-
tante.Nousmontronsquel’effetdépendfortementdelanaturedurayonnementincident.
Acotédutravailsurlessystèmesbinaires,nousprésentonsdesrésultatsconcernantl’applica-
tiondumodèledel’instabilitédudisqueauxdisquesd’AGNs.Cesdisquespossèdentdesrégions
instables, mais l’instabilité ne module pas de manière significative le taux d’accrétionsur le trou
noircentral.Nousmontronsquelapriseencomptedel’irradiationnechangepascetteconclusion
etqu’elle estloindejouerlemêmerôlequedanslestransitoiresX.
Abstract
The disc instability model of dwarf nova and soft X-ray transient outbursts successfully ex-
plains the gross features of the observed lightcurves. In its standard form, it is assumed that the
masstransferratefromthesecondaryremainsconstant.Itishoweverpossiblethatmasstransfer
variations are an important missing ingredient of the model, enabling to fix some of its deficien-
cies. However, there is yet no physical model describing how such a mass transfer enhancement
couldtakeplace.
Thisthesisfocusesondifferentmechanismsthatcouldleadtoanincreaseinthemasstransfer
rate. An efficient way to increase mass transfer is to heat up the L region. We first focus on the1
irradiation of the secondary, which has often been suggested to lead to a substantial mass tran-
fer enhancement. Despite the formation of a strong flow from hot regions toward the L region,1
which is shaded by the accretion disc, no heat is effectivelytransported during an outburst. The
strongsurfaceflowintheL pointcouldhoweverleadtoamoderateincreaseinthemasstransfer.1
We then show how the rim of the accretion disc, which is itself heated by tidal dissipation, can
heat the L point directly. The resulting heating is however not very significant. We show that1
in soft X-ray transients, the environing medium could back-scattereda significant fractionof the
accretion luminosity toward L , whereas in dwarf novae it is negligible. Finally, we determine1
how an heating flux affects the secondary atmosphere and what is the resulting mass transfer
enhancement.Weshowthatthisstronglydependsonthenatureoftheincidentradiation.
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
irradiationofthediscdoesnotchangethisconclusion. Inthiscase,irradiationisfarfromplaying
thesameroleasinsoftX-raytransients.
iiiRemerciements
Jetiens toutd’abordàremercierJean-Mariepour m’avoir proposéce sujetde thèse etpour la
qualitédesonencadrement.
Merci aux membres de mon jury d’avoir accepté de consacrer un peu de leur temps à mon
travail.
Je remercie bien évidemment mes parents pour leur soutien moral et (surtout) financier tout
aulongdesétudesquiontprécédémathèse.
MerciàIritIdanpoursonaideprécieusesurlecode ATLAS12.
Merciàtouteslespersonnesavecquij’aieul’occasiondepartagerlebureauàunmoment ou
unautrede mon séjour à l’observatoire.Jeme souviendraiparticulièrementdelapériode passée
dansle bureaude Patrick Guillout (pour l’odeur dessandwichs ausalami), ainsi que la dernière
période passée avec mes deux collègues thésards Fabien Grisé et Alexis Klutsch. D’ailleurs, ils
s’unissent à moi pour remercier Patrick pour ses visites régulières qui ont souvent tourné à la
francherigolade.
Merciaux membresdel’équipe deshautesénergies, notamment à JeanHeyvaertspour avoir
acceptéd’êtrelerapporteurinternedemathèse.
Merci à Laurence et Adriana pour qui j’ai eu beaucoup de plaisir à préparer le thé (je crains
qu’ilfaillebientôtrecruterquelqu’un d’autrepourcettetache).
Merci à Hubert pour notre collaboration qui fut une expérience très enrichissante et pour les
diversesdiscussionsquenousavonseucesdernièresannées.
Merciàtouslesétudiantsauxquelsj’aieuleplaisird’enseignerdurantmathèse.
MerciàBrunopourm’avoirrenduserviceàdemultiplesoccasions(enparticulierpourm’avoir
réparémaselledevélo).
Ungrandmerciàtouslesdoctorants,stagiairesetlesautrespersonnesquej’aieul’occasionde
côtoyerpendantmathèse.MerciàJean-JulienFleckpoursonscriptmkthesequim’afaitgagner
untempsprécieuxdanslarédactiondecemanuscrit.
ivTabledesmatières
I Introduction 1
1. Aspectshistoriques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
2. LesvariablescataclysmiquesetlesbinairesXdefaiblemasse:caractéristiquesob-
servationelles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
2.1. Lesvariablescataclysmiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
2.2. LesbinairesXdefaiblemasse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
3. Généralitéssurlessystèmesbinaireseninteraction . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
3.1. GéométriedeRoche . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
3.2. TransfertdemassepardébordementdulobedeRoche . . . . . . . . . . . . . 5
3.3. Systèmesmagnétisés/non-magnétisés . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
3.4. Synthèse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
4. Ledisqued’accrétion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
4.1. Formationdudisque . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
4.2. Lecouplevisqueux . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
4.3. Ledisquemince . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
4.4. Paramétrisationαdelaviscosité -origine physiquedelaviscosité . . . . . . 9
4.5. Echellesdetempsdansledisque . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
4.5.1. Letempsdynamique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
4.5.2. Letempsvisqueux . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
4.5.3. Letempsthermique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
4.5.4. Hiérarchiedeséchellesdetempsdansundisquemince . . . . . . . . . 11
4.6. Instabilitésdanslesdisquesd’accrétion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
4.6.1. Instabilitéthermique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
4.6.2. Instabilitévisqueuse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
4.6.3. Instabilitéexcentrique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
5. LesnovaenainesetlestransitoiresXmolles:caractéristiquesobservationnelles . . 12
5.1. Lesnovaenaines . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
5.1.1. LessystèmesdetypeUGem . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
5.1.2. LessystèmesdetypeZCam . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
5.1.3. LessystèmesdetypeSUUMa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
5.2. LestransitoiresXmolles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
6. Lesmodèlesd’éruptions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
6.1. Lemodèled’instabilitédutransfertdemasse(MITM) . . . . . . . . . . . . . . 17
6.1.1. Modèled’instabilitéintrinsèque àlasecondaire. . . . . . . . . . . . . . 17
6.1.2. Modèled’instabilitéextrinsèqueàlasecondaire . . . . . . . . . . . . . 18
6.2. Lemodèled’instabilitédudisque . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
6.2.1. Lecyclelimitedudisque . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
6.2.2. Applicationauxnovaenaines . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
6.2.3. ApplicationauxtransitoiresXmolles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
7. Lesdisquesd’accrétiondansd’autrescontextes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
8. Problématiquedelathèse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
Références . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
vTabledesmatières
II L’irradiationdelasecondaireamène-t-elleàuneaugmentationdutauxdetransfert? 31
1. Problématique. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
2. Descriptiondumodèlephysique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
2.1. Paramètresphysiquesdessystèmesétudiés . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
2.2. Considérationsgéométriques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
2.3. Traitementdel’irradiation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
2.4. Formulationdeséquations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
2.4.1. Leséquationsd’Euler:formulationgénérale . . . . . . . . . . . . . . . 37
2.4.2. Ecrituredeséquationsdansunsystème decoordonnéescurvilignes . . 38
2.4.3. Formulationfinale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
3. Résolutionnumérique deséquations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
3.1. Méthodenumérique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
3.2. Domaine d’intégration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
3.3. Déroulementd’unesimulation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
4. Résultats . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
◦4.1. Modèlen 1:lessystèmesdetypeSUUMa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
◦ ◦4.2. Modèlesn 2&n 3:LessystèmesdetypeUGemetZCam . . . . . . . . . . 47
4.3. Conséquencessurletransfertdemasse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
4.4. CasdestransitoiresXmolles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
5. Conclusion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
Références . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
III Chauffagedupoint L :d’autrespossibilités 511
1. Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
2. Préliminaire:chauffageduborddudisqueparladissipationdemarée . . . . . . 51
2.1. Prescriptiondetype«murrigide»pourleseffetsdemarée . . . . . . . . . . . 51
2.2. Chauffagedubordexternedudisque . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
2.2.1. Calculducoupledemarée . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
2.2.2. Luminosité demarée-Températureeffectiveduborddudisque . . . . 53
2.3. Applicationauxdisquesdenovaenaines . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
3. Chauffagedupoint L parleborddudisque . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 561
4. Chauffagedupoint L pardiffusiondelaluminosité d’accrétion . . . . . . . . . . 571
4.1. Casdesnovaenaines:rétro-diffusionparunvent . . . . . . . . . . . . . . . . 57
4.2. CasdestransitoiresX:rétro-diffusionparunecouronneet/ouunvent . . . . 58
5. Conclusion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
Références . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
IV Augmentationdutauxdetransfertinduiteparchauffagedupoint L 631
1. Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
2. Structureverticaledelasecondaireenquiescence . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
3. Structureverticaledelasecondairependantuneéruption . . . . . . . . . . . . . . 65
4. Pénétrationd’unfluxdechauffageincidentdansl’atmosphèredelasecondaire . . 67
5. Conclusion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71
Références . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
V LesAGNs:desdisquestransitoiresenéruption? 73
1. L’instabilitéthermo-visqueusedanslecontextedesdisquesd’AGNs . . . . . . . . 73
2. Disquedebinairevsdisqued’AGN . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73
3. Disquenon-irradié . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74
3.1. Courbesd’équilibrethermique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74
3.2. Evolutiontemporelle . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
4. Disqueirradié . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79
4.1. Courbesd’équilibrethermique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79
4.2. Températured’irradiation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79
viTabledesmatières
4.3. Evolutiontemporelle . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80
5. Conclusion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85
Références . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86
Conclusion 87
Références . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90
Annexes 91
A Tableaurécapitulatifdesparamètresphysiquesdessystèmesétudiés 93
Références . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94
B Equationsdumodèledel’instabilitédudisque 95
a. Equationsdelastructureverticaledudisque . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95
b. Equationsdelastructureradialedudisque . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 96
c. Codenumérique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 97
Références . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 98
C LeschémaTVD-MacCormack 99
a. Loideconservationscalaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 99
b. Systèmed’équationshyperboliques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102
b.1. Etapesdeprédiction/correction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102
b.2. EtapeTVD . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102
b.3. Applicationauxéquationsd’Euler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104
b.3.1. Implémentation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104
b.3.2. Test . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106
Références . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107
D Calculdeω (équationIII.13)et F(équationIII.19) 109
a. Calculdel’anglesolideω . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 109
b. Calculdufluxrétro-diffusé F . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110
E Article1 113
F Article2 125
G Article3 137
viiTabledesmatières
viiiPremierChapitre
Introduction
1. Aspectshistoriques
Les étoiles sont loin d’être des astresimmuables tels que les grecs pouvaient le concevoir. En
effet,lagrandemajoritédesétoilesdanslecielprésententdesvariationsdeluminositédediverses
amplitudessur deséchellesde tempsvariées.Lessupernovaesont lesévénements lesplusspec-
taculaires (certaines peuvent être suffisamment brillantes pour être visibles à l’oeil nu de jour),
maisellesrestentdesévénementstrèsrares.Avecl’utilisationdesplaquesphotographiques, vers
la fin du 19èmesiècle, les astronomes découvrirentde nombreusesétoiles dont la luminosité va-
riaitbrutalement etde manière significative à certaines époques d’observation. Ils les appelèrent
«novae», car on pensa tout d’abord qu’elles marquaient la naissance d’une nouvelle étoile. En
effet,leurluminositéestmultipliéeparprèsde10000enl’espacedequelquesjours,donnantl’im-
pression qu’une nouvelle étoile était apparue dans le ciel. Les novae sont moins rares que les
supernovaeetpeuventêtresuffisammentbrillantespourêtrevuesàl’oeilnu,ilyeutparexemple
sept novae au 20ème siècle qui ont atteint la magnitude 2. Au courant du 19ème siècle, un autre
type d’étoiles variables a rapidement attiré l’attention car ces étoiles présentaient des variations
de luminosité régulières dans le temps. La première étoile de ce type qui fut découverte est U
Geminorum. Ces étoiles furent appelées «novae naines», car l’augmentation de la luminosité,
d’unfacteur100etdurantquelquesjours,estmoinsimportantequedanslesnovae.C’estdansla
deuxièmemoitié du20èmesiècleque l’oncompritqu’enréalitélesnovaeetnovaenainesétaient
un même type d’objet astronomique : un système binaireoù une naine blanche accrètede la ma-
tière d’une étoile secondaire. On appela ces systèmes des «variables cataclysmiques». Le lecteur
pourraconsulterWarner(2003)pourunerevueexhaustivesurcesobjets.
Ladeuxièmemoitiédu20èmesièclevitaussilanaissancedel’astronomieX.C’esten1962que
l’on détecta, grâce à un compteur Geiger installé dans une fusée, la première source de rayons
X extra-solaire, Scorpius X-1. Grâce à la mise en orbite de télescopes spatiaux de plus en plus
performants, l’astronomie X est devenue depuis un domaine spécifique de l’astrophysique. On
connaît maintenant de nombreuses sources X dans notre galaxie, dont une certaine classe res-
semble de près aux variables cataclysmiques : ce sont les binaires X de faible masse. Comme les
variables cataclysmiques, ce sont des systèmes binaires où une étoile transfère de la masse sur
un astre compact, à la différence que c’est une étoile à neutrons ou un trou noir qui accrète la
matière.Ces deux objets étantplus compacts qu’une naine blanche, l’énergie libérée estplus im-
portanteetl’émission se situe danslesrayonsX. SilaplupartdesbinairesXdefaiblemassesont
«persistantes», certaines appelées «transitoires X molles» sont quasiment indétectables pendant
unepériodepouvantallerdequelquesmoisàquelquesannées,puisdeviennentsubitementaussi
brillantesquelessystèmespersistants.Aprèsquelquesmois,lesystèmetransitoireretournedans
son état quiescent. Le lecteur pourra trouver une revue détaillée sur les binaires X dans Lewin
etal.(1997).
La source d’énergiedesvariablescataclysmiques etdesbinairesX de faiblemasse est l’accré-
tion de matière sur un astre compact. L’accrétion correspond à la conversion de l’énergie poten-
tielle du gaz en énergie lumineuse rayonnée par le système. Dans la plupartdes cas, le flot d’ac-
Chap. I Introduction
crétion prend la forme d’un disque autour de l’astre compact. L’accrétion est un processus que
l’onretrouvedansbiend’autrescontextes,notammentdansceluidesnoyauxactifsdegalaxieoù
l’accrétionsuruntrounoirsuper-massifpermetd’expliquerlaluminosité decessystèmes.
Ilestremarquablequeleparadigme«astrecompactaccrétant+étoileperdantdelamasse»ait
permis d’unifier deux types d’objets ayant des propriétés observationnelles très différentes (les
variables cataclysmiques et les binaires X de faible masse ont été découvertes à près d’un siècle
d’intervalle). Nous verrons qu’un autre paradigme, faisant intervenir une instabilité du disque
d’accrétion,apermisd’unifieraussilesnovaenainesetlestransitoiresXmolles.
2. Les variables cataclysmiques et les binaires X de
faiblemasse:caractéristiquesobservationelles
2.1. LES VARIABLES CATACLYSMIQUES
L’émissiondanslerougeetl’infrarougedesvariablescataclysmiquesprovientsurtoutdelase-
condaire,qui est une étoile de type tardif(Beuermannet al. 1998).Le disque d’accrétionrayonne
essentiellementdanslevisibleetl’ultraviolet,tandisquelanaineblanchepeutêtredétectéedans
l’ultravioletextrêmeetéventuellementdanslesX.Laluminosité decessystèmesprovientessen-
tiellementdel’accrétion:
˙GM M1 33−34 −1L = ∼10 ergs (I.1)acc
R1
où M et R sontlamasseetlerayondelanaineblanche.1 1
L’étudedeladistributionenpériodeorbitaledesvariablescataclysmiquesmontrentunequasi
absencedesystèmesdepériodeinférieureà80minutes,unedéficiencedesystèmesentreenviron
2et3heures,etenfinunepériodemaximaledel’ordrede10heures.
Les variables cataclysmiques se scindent en plusieurs sous-familles selon la morphologie de
lacourbedelumière:
1. Lesnovaeclassiquessontlessystèmesdontonaobservéuneéruption,càduneaugmentation
substantielle de la luminosité ayant une durée limitée dans le temps. La luminosité peut
augmenterde6à19magnitudes;l’amplitudedel’éruptionestanti-corréléeavecsadurée:
leséruptionsdegrandeamplitudeontlesduréeslespluscourtesetinversement.Ilestmain-
tenant admis que les éruptions sont liées à l’explosion thermonucléaire de l’hydrogène qui
s’accumuleàlasurfacedelanaineblancheparl’accrétion.
2. Les novaesnaines ont des éruptions récurrentes,d’une amplitude de 2 à 5 magnitudes (par-
fois plus dans quelques cas rares). Le temps de récurrence est de l’ordre de quelques jours
à quelques semaines. Ces systèmes sont au centre de notre étude, nous leurs consacrerons
unepartieplusloin(cf.5.1.).
3. Les novae récurrentes sont des systèmes initialement classifiés comme des novae classiques,
maisdontonaobservéd’autreséruptions.
4. Laclassedesnovaelikeincluttouteslesvariablescataclysmiques«non-éruptives».Ilestpro-
bable que cette classe contienne des systèmes éruptifs, mais dont on a n’a pas encore pu
observerd’éruptions(pré-nova,post-nova,novaenaineaurepos...).
5. Les variables cataclysmiques magnétisées sont des systèmes où le champ magnétique de la
naine blanche empêche la formation du disque, complètement dans le cas des «polars» ou
partiellementdanslecasdes«polarsintermédiairs».
2.2. LES BINAIRES X DE FAIBLE MASSE
Dans les binaires X de faible masse, l’astre compact est une étoile à neutrons ou un trou noir.
Cesobjetsontunpuitsdepotentiel beaucoupplusprofond quelesnainesblanchesetlalumino-

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