Variables Cataclysmiques : Accrétion - Ejection

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1 Variables Cataclysmiques : Accrétion - Ejection

2 CVs : Accrétion - Ejection
Objets compacts : Facteurs d’échelle Terre Etoiles Naines blanches Etoiles à neutrons Gravité ~ 1/R2 Champ magnétique Conservation flux magnétique BR2=cste > B~ 1/R2 Relation linéaire Dispersion = génération/diffusion Etoiles = G NB = G (10kG-100MG) EN = G Soleil

3 CVs : Accrétion - Ejection
CVs = naine blanche (NB) en système binaire Si évolution jointe des 2 étoiles (non capture), le temps d’évolution pour la formation de la NB impose : -> systèmes les + probables : NB + compagnon faible masse ( Mo) P orbitales typiques = (1-10) h pour accrétion (RLO) Taille Orbite = a = cm Abondance : 10-6 pc3 dans la Galaxie, systèmes proches (100pc-1Kpc), visibles mv=12-18 Caractéristiques de l’accrétion : Naine blanche (NB) vs Etoiles à neutrons (EN) / Trous noirs(TN) Luminosité Efficacité Température (thermalisée BB) Taux d’accrétion typique (étoile faible masse/RLO) => Mdot = Mo/an = – g/s NB EN TN M (Mo) R (km) Lx(erg/s) h T(therm) 10   36-38 ~ 1 10 eV keV > 1 keV

4 CVs : Accrétion - Ejection
Accrétion : Naine blanche (NB) vs Etoiles à neutrons (EN) Géométrie de l’accrétion : pour une même masse centrale (1Mo), la matière « voit » le même potentiel CVs parfaites analogues des LMXB (Low Mass X-ray Binaries) Près de l’objet compact : Facteur dominant : champ magnétique de l’objet compact Capture au rayon « magnétosphérique » Rm Rm / pression magnétique = pression dynamique du gaz (accrétion sphérique) avec moment magnétique Naine Blanche NB Non-magnétique Magnétique Etoile à neutrons EN Non-magnétique Magnétique B Rm B Rm

5 CVs : Accrétion - Ejection
Naine blanche Lx= erg/s « Polars » magnétique CV « Normal » non-magnétique CV B=107 G, m= 1034, rm~ a B=104 G, m= 1031, rm~ RNB Etoiles à neutrons Lx= erg/s Pulsar accrétant « LMXB » binaire X faible masse B=1012 G, m= 1030, rm~ ( ) RNS<< a B=109 G, m= 1027, rm~ (1-10) RNS

6 CVs : Accrétion - Ejection
CV types Non-magnétique B< (0.1-1) MG Couche limite EUV IPs (polaires intermédiaires) B= (1-10) MG Non-synchronisées Pspin<<Porb Colonne (rayons X) Polaires B= (10-100) MG Synchronisées (freinage magnétique) Pspin=Porb

7 CVs : Accrétion - Ejection
Naine blanche magnétique (Polars) > colonne d’accrétion Choc au dessus de la surface Energie cinétique convertie dans le choc Rayonnements (post-choc) Bremsstrahlung (Tsh) > rayons X durs (keV) Cyclotron > IR-optique Effet de chauffage > EUX – X mous (eV) Colonne = milieu optiquement mince Grandeurs typiques h ~ 108cm (1000km) A= 1016cm (f=10-3=0.1%) Choc fort discontinuité vff > vff/4 (m poids mol. moyen =0.615 solaire) X-durs

8 CVs : Accrétion - Ejection
CVs magnétiques : spectre Rayonnements concurrents : freinage vs cyclotron accrétion, densité fortes -> rayt freinage (X-durs) champ fort -> cyclotron (IR-optique) IP = rayonnement de freinage seul (champ plus faible) Lamb & Masters. (1979) B= 2 107G Lx= erg/s AM Herculis : Rothschild et al. (1979) Débat : rapport Lxmous/Lxdur+Lcyc ~1 attendu

9 CVs : Accrétion - Ejection
CVs : INTEGRAL sources INTEGRAL 2nd catalogue, Bird et al. (2006) ApJ 636, 765 209 sources 8 CVs confirmées 8 CVs confirmées (E> 20keV) = 4% 1 DN non magnétique (SS Cygni) 1 Polar (RX1940*) 6 IPs (V1223 Sgr, V2400 Aql, V709Cas, RX1548, RX1730*, RX2133*) *Découvertes à hautes énergies par INTEGRAL Nouvelle population CVs = sources dans la Galaxie Polars IPs La plupart sont des IPs B faible : Bremsstrahlung >> Cyclotron sous estimation précédente de la température - par les observations à plus basse énergie (XMM) par les modèles à température uniforme gradient de température dans la colonne (température élevée sous le choc) New IGR sources

10 CVs : Accrétion - Ejection
V709 Cas / INTEGRAL Falanga, Bonnet-Bidaud et Souleimanov (2005) A&A, 444, p.561 Source détectée près du pulsar milliseconde IP (Pspin= 312 s / Porb= 5.34 h) Détectée jusqu’à 100 keV JEM-X + ISGRI Ajustement spectral : Plasma émission (mekal / continu+raies) -si température uniforme T=25 keV -si multi-température Tmax=42 keV Mesure de la masse (NB relation M-R) T=42keV  M=0.86Mo Si M=1.2Mo  T=100 keV !! Sources plus hautes énergies attendues

11 CVs : Accrétion - Ejection
Abondances CNO Rapports de rapport de raies « anormaux » : raies d’émission formées par photoionisation découverte (Bonnet-Bidaud & Mouchet 1987 A&A188, p.89 ) polaire BY Cam AM Her (Hopkins UT Navette) BY Cam data FUSE 2003 + IUE (1985) Orgine ? - condition d’ionisation vs abondances Test avec un modèle réaliste de colonne + code photo-ionisation  abondances Nx25, C/8, O/2 (Mouchet, Bonnet-Bidaud et al A&A401, p.1071 ) explosion de nova ???

12 The accretion column Slab section dz dy dx dx / n(x+dx) = n(x)/4
Dipole accretion : column section A = Acap (r/R)3 cm M,R = white dwarf free-fall V = (M)0.5. (R )-0.5.(r/R) cm/s density n = Mdot. (Acap) -1.(M)-0.5. (R )0..5.(r/R) -2.5 cm –3 accretion rate Mdot = (M) –1 (R ) (Lx/1034) g/s dz Slab section dx / n(x+dx) = n(x)/4 assumed homogeneous dy = dz = Acap. (x) 3/2 assumed Acap = cm2 direct sideways illumination across slabs CLOUDY code (v.96) dy dx Mouchet, Bonnet-Bidaud et al A&A401, p.1071

13 CVs : Accrétion - Ejection
Abondances Bonnet-Bidaud & Mouchet (2003) IAU Coll. 190

14 CVs : Accrétion - Ejection
Oscillations QPOs : Polars découverte Middleditch (1982) 5 polaires : AN UMa, V834 CEn, EF Eri, VV Pup et BL Hyi VLT (May 2005): VV Pup QPO = 1.5 sec Fraction flux optique faible : 1-3% ULTRACAM 3-canaux simultanés 3 (1024x1024 CCDs) 0.001 s expositions avec temps mort négligeable ( s) (Instrument Visiteur : Univ Sheffield UK) Oscillation hauteur du choc Langer et al. (1982) Problème : conditions d’excitation des QPOs? amortissement cyclotron Non détecté en rayons X ?

15 CVs : Accrétion - Ejection
Novae > Réactions nucléaires explosives à la surface de NB fréquence observée 4/an (réel /an) récurrence ~1000 ans Dm = 6-13 mag Ledd=(2-4) 104 Lo Perte de masse (~sphérique) (1-30) 10-5Mo Rotation « Propeller effect » : effet hélice rayon de co-rotation (Rco) vs rayon « magnétosphérique » Rm (capture) R=Rco  VKepler = Vrot VKepler Vrotation accrétion éjection V R Rm Rm < Rco Vkepler >> Vrot : accrétion Rm > Rco Vkepler << Vrot : éjection centrifuge Rco Rm < Rco Rm > Rco

16 CVs : Accrétion - Ejection
AE Aquarii Porb = 9.88hr compagnon K4-K5 (M=0.6Mo) évolué pour R* > RLO Pspin = 33 sec «  rotateur rapide » Rco = cm vs Rm= cm (sphérique) : Rm >> Rco accrétion inhibée  éjection Ralentissement Pdot= s/s > Lrot = 6 x1033 erg/s Polarisation B~1 MG > IP (polaire intermédiaire) Faible fraction accrétée Lx = 1031 erg/s (température superposition T= 0.1 à 4.5 keV XMM ) Explosions radio Lrad= 1029(d/100pc) erg/s, visible-rayons X (facteur 10), TeV source ? orbite Modèle : collisions de paquets de plasma Accélération par « pompage magnétique » Wynn et al. MN 286, 436 (1997)

17 CVs : Accrétion - Ejection
AE Aqr - FUSE (Far UV) Mouchet, Bonnet-Bidaud et al. (2004) IAU Col. 190 Vitesses radiales des raies de haute excitation Origine : plasma au passage proche de la NB orbite 0.6 Wynn et al. (1997)

18 CVs : Accrétion - Ejection
Etoiles Symbiotiques Parents proches des CVs Modèle actuel : système binaire : compagnon géante rouge ( type M) + Naine blanche (système semi-détaché, accrétion par vent (pulsation étoile M ?) Ex : CH Cygni (M5-M7 géante) Orbite = 760 jours ou 5500 jours (triple system ?) Raies d’émission indiquent éjection avec une vitesse projetée de V ~ (d/200pc) km/s Source radio étendue et collimatée (VLA/MERLIN) > précession d’un jet radio période 6519 jours, angle précession 35° Crocker et al. (2002)

19 CVs : Accrétion - Ejection
Bilan CVs : sources X plus faibles que les sources binaires X à étoiles à neutrons/trous noirs mais beaucoup plus nombreuses !! Sources de hautes énergies (E>20keV) pour les CVs magnétiques > fraction non-négligeable du fond diffus galactique ? Systèmes proches facilement observables toutes longueurs d’onde Laboratoire cosmique idéaux pour étude de l’interaction « accrétion-champ magnétique » mécanisme de production d’énergie en champs forts mécanisme d’éjection par interaction magnétique

20 CVs : Accrétion - Ejection
Références Brian Warner (1995): “Cataclysmic Variable Stars” (Cambridge University Press, 1995, ISBN: ) Coel Hellier (2001): “CVs - How and Why They Vary” (Praxis Publishing, 2001, ISBN: ) Frank, King & Raine (2002), Accretion Power in Astrophysics (Cambridge University Press, 2002, 3rd edition) North American Workshops on Cataclysmic Variables Magnetic Cataclysmic Variable Workshops IAU Colloqium 190 (2004) (Astron. Soc. Pacific Conf. Ser., 2004, vol. 315)

21 CVs : Accrétion - Ejection
CVs Variabilité Diapo 15 cropper + variabilité diagram Cataclysmic Variables (non-magnetic) Novae large eruptions 6–9 magnitudes Recurrent Novae previous novae seen to repeat Dwarf Novae regular outbursts 2–5 magnitudes SU UMa stars occasional Superoutbursts Z Cam stars show protracted standstills U Gem stars all other DN Nova-like variables VY Scl stars show occasional drops in brightness UX UMa stars all other non-eruptive variables - Intermediate Polars/DQ Her stars - Polars/AM Her stars

22 CVs : Accrétion - Ejection