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Observations des sources X faibles des amas globulaires avec lobservatoire XMM-Newton Natalie Webb, Toulouse Mathieu Servillat, Didier Barret, CESR, Toulouse.

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1 Observations des sources X faibles des amas globulaires avec lobservatoire XMM-Newton Natalie Webb, Toulouse Mathieu Servillat, Didier Barret, CESR, Toulouse

2 Les amas globulaires N.A.Sharp/REU program/AURA/NOAO/NSF - Groupe dense détoiles âgées - Effondrement de lamas prédit sur léchelle de temps thermique Les binaires serrées : - peuvent être responsables du retard de leffondrement - sont difficiles à détecter à cause de la densité stellaire

3 Deux types de sources X : Sources X fortes (L x > ergs s -1 ) – binaires X Sources X faibles (L x < ergs s -1 ) - binaires X - variables cataclysmiques - binaires RS CVn - pulsars millisecondes - sources davant et darrière plan

4 Caméras: 2 x MOS ( keV) 1 x PN ( keV) 2 x RGS ( keV) 1 x OM (optique/UV) XMM-Newton Les amas globulaires: - grands cœurs - proches - faible absorption

5 M 13 (Latimer & Prakash, 2001) (Gendre, Barret & Webb, 2003b) 1) Nature des sources Binaires X de faible masse avec une étoile à neutrons T = 76±3 eV R = 12.8±0.4 km Avec une masse de 1.4M solaire Equation détat

6 Variables cataclysmiques Webb et al. (2004 & en prép.)

7 Vitesse radiale de lamas Période (possible) dans le spectre de puissance des données X de jours (~2) Données optique empilées sur cette période de j. Important pour déterminer le taux daccrétion Vitesse radiale

8 (Gendre, Barret & Webb, 2003a) cen Binaires actives

9 Pulsars millisecondes (MSPs) M 55 (Webb, Wheatley, Barret 2006)

10 MEKAL, z=0.10±0.02 R= Mpc kT=2.25±0.21 keV Abondance= 0.44±0.18 A solar L bol =5.4x10 42 erg s -1 Amas de galaxies M 22 Sources extra-galactiques (Webb et al. 2004)

11 ~ 100 binaires X avec une étoile à neutrons dans les amas globulaires galactique (Pooley et al. 2003) (Gendre, Barret & Webb, 2003b)

12 Lamas globulaires le plus massif de la Galaxie Etude optique indique deux populations stellaires Beaucoup de sources en dehors du rayon de demi-masse dislocation de lamas/ accrétion dun système stellaire (Gendre, Barret & Webb, 2003a; Webb, Wheatley, Barret, 2006) Cen NGC 3201 : Mouvement rétrograde Structure dans les vitesses des étoiles Excès de sources X Sources centrées mais jusquau grand r Disloqué ??

13 Sommaire Les sources X faibles des amas globulaires sont des binaires variées (et des sources davant et darrière plan) Confirmation dune binaire X avec une étoile à neutrons dans du Centaure et lidentification dune autre dans M 13 Les observations confortent la théorie que les binaires X avec une étoile à neutrons se forment par rencontre dans les amas globulaires Avec de telles observations, nous pouvons contraindre léquation détat de la matière Identification dautres binaires nécessaires pour contraindre leurs mécanismes de formation Certains amas globulaires sont perturbés

14 x x x Deux corps Trois corps x x 2) Formation de binaires - rencontres

15 Variables cataclysmiques (Ivanova et al. 2006) Simulations Monte-Carlo 10 6 étoiles Population initiale = 100% binaires Après ans : Binaires primordiales 37% Binaires formées par rencontres 46% Capture par effet de marée 2% Collision avec une géante rouge 15% 25% formées comme dans le champ


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