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Sylvain CHATY - LISA France - 20-21/01/2005 Binaires galactiques de courte période vues par LISA Sylvain CHATY Université Paris 7 – Service dAstrophysique.

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1 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Binaires galactiques de courte période vues par LISA Sylvain CHATY Université Paris 7 – Service dAstrophysique 1 er Meeting LISA France Janvier 2005

2 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Plan Population de sources dondes gravitationnelles: binaires galactiques de courte période Population de sources dondes gravitationnelles: binaires galactiques de courte période Population donnée par observations Population donnée par observations Modèles de synthèse de population galactique Modèles de synthèse de population galactique (mais nombreuses incertitudes) (mais nombreuses incertitudes) Résultats: Résultats: Ondes gravitationnelles par LISA Ondes gravitationnelles par LISA Observations optiques/X Observations optiques/X + cf Eric Gourgoulhon + cf Eric Gourgoulhon

3 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Pourquoi étudier les binaires galactiques de courte période? Détection OG (ondes gravitationnelles) permet détudier des aspects uniques des binaires compactes Détection OG (ondes gravitationnelles) permet détudier des aspects uniques des binaires compactes Sources OG les plus fortes ont les périodes les plus courtes: Sources OG les plus fortes ont les périodes les plus courtes: Binaires observables par LISA ont période orbitale < 4h Binaires observables par LISA ont période orbitale < 4h Seules de petites étoiles rentrent dans de petites orbites: Seules de petites étoiles rentrent dans de petites orbites: Étoiles de la séquence principale de faible masse (0.4 M sol ) Étoiles de la séquence principale de faible masse (0.4 M sol ) Naines blanches, étoiles à neutron, trous noirs Naines blanches, étoiles à neutron, trous noirs Noyaux détoiles massives (Wolf-Rayet, fusion He) Noyaux détoiles massives (Wolf-Rayet, fusion He)

4 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Le temps joue en notre faveur…

5 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Population donnée par observations

6 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Séquence principale Binaires de 2 étoiles séquence principale: Binaires de 2 étoiles séquence principale: Binaires détachées: 2 étoiles bien séparées Binaires détachées: 2 étoiles bien séparées Binaires semi- détachées: 1 étoile transfère de la masse à lautre Binaires semi- détachées: 1 étoile transfère de la masse à lautre Binaires de contact: les surfaces stellaires se touchent Binaires de contact: les surfaces stellaires se touchent 1/130 étoile M>0.8 M sol = binaire de contact 1/130 étoile M>0.8 M sol = binaire de contact Période la plus courte observée: 4.78 h Période la plus courte observée: 4.78 h Donc aucune binaire de 0.4 M sol observée: existent? (la plus proche à 20pc?) Ou trop faible luminosité? Donc aucune binaire de 0.4 M sol observée: existent? (la plus proche à 20pc?) Ou trop faible luminosité? PERIODE TROP LONGUE: MAUVAIS CANDIDAT! PERIODE TROP LONGUE: MAUVAIS CANDIDAT!

7 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Variables cataclysmiques 1/300 étoile = variable cataclysmique: 1/300 étoile = variable cataclysmique: binaire avec étoile de séquence principale transférant de la matière à une naine blanche binaire avec étoile de séquence principale transférant de la matière à une naine blanche Distances difficiles à établir: Distances difficiles à établir: parallaxes de 4 CV par HST: distance doublée -> densité spatiale / 1ordre de mag. parallaxes de 4 CV par HST: distance doublée -> densité spatiale / 1ordre de mag. 80mn


8 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Binaires X de faible masse Étoile de la séquence principale transfère de la matière à une étoile à neutron, ou trou noir Étoile de la séquence principale transfère de la matière à une étoile à neutron, ou trou noir Brillantes en X: détectées dans toute la Galaxie: la plus proche à 1kpc Brillantes en X: détectées dans toute la Galaxie: la plus proche à 1kpc mais transitoires, la plupart du temps faibles en X et non détectées: 10 fois plus que de détectées? mais transitoires, la plupart du temps faibles en X et non détectées: 10 fois plus que de détectées? Dans notre Galaxie: 1 étoile Wolf-Rayet (fusion dHe) transfère de la matière à une étoile à neutron: P orb =4.8h; distance=10kpc Dans notre Galaxie: 1 étoile Wolf-Rayet (fusion dHe) transfère de la matière à une étoile à neutron: P orb =4.8h; distance=10kpc PERIODE TROP LONGUE: MAUVAIS CANDIDAT! PERIODE TROP LONGUE: MAUVAIS CANDIDAT!

9 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Binaires de naines blanches 10% des naines blanches dans des binaires de naine blanche, la plus proche à 5 pc 10% des naines blanches dans des binaires de naine blanche, la plus proche à 5 pc 1990: 15 binaires de WD (P=1.5h–30j) (Marsh, 2000, NewAR, 44, 119) 1990: 15 binaires de WD (P=1.5h–30j) (Marsh, 2000, NewAR, 44, 119) Survey SPY (VLT) de 1500 naines blanches: vitesses radiales État actuel (2004): Surveillance de 577 naines blanches 123 avec variations de vitesse radiale: 109 binaires de naines blanches, 14 avec compagnon nain M 10 déterminations de période (entre 0.3j=7.2h et 5 jours) 10 9 Pulsars radio recyclés (PRR) dans la Galaxie: en général NS+WD 10 9 Pulsars radio recyclés (PRR) dans la Galaxie: en général NS+WD vieilles NS en rotation rapide (accrétion de matière dun compagnon auparavant géant) vieilles NS en rotation rapide (accrétion de matière dun compagnon auparavant géant) Mais la plupart des binaires WD+WD ou 1WD/1NS: Mais la plupart des binaires WD+WD ou 1WD/1NS: P orb trop longue (bruit de fond) LES AUTRES: BON CANDIDATS! P orb trop longue (bruit de fond) LES AUTRES: BON CANDIDATS!

10 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Systèmes AM CVn AM CVn: 1WD transfère de la matière à une autre WD AM CVn: 1WD transfère de la matière à une autre WD Distances inconnues (Limite supérieure pour GP Com = 230pc) Distances inconnues (Limite supérieure pour GP Com = 230pc) 7 systèmes, Périodes=17-65mn 7 systèmes, Périodes=17-65mn +3 nouveaux candidats ultra-compacts +3 nouveaux candidats ultra-compacts V407 Vul (RX J ) P=9.5mn, source X V407 Vul (RX J ) P=9.5mn, source X (Cropper et al. 1998, Ramsay et al. 2002, Marsh & Steeghs 2002) (Cropper et al. 1998, Ramsay et al. 2002, Marsh & Steeghs 2002) ES Cet (KUV ) P=10.3mn ES Cet (KUV ) P=10.3mn (Warner & Woudt, 2002) (Warner & Woudt, 2002) RX J P=5.3mn, source X RX J P=5.3mn, source X (Israel et al. 2002, Ramsay et al. 2002) (Israel et al. 2002, Ramsay et al. 2002) Découverte importante: systèmes ultra-compacts plus rares car évolution rapide Découverte importante: systèmes ultra-compacts plus rares car évolution rapide PERIODE COURTE: TRES BON CANDIDAT! PERIODE COURTE: TRES BON CANDIDAT!

11 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 NS-NS Binaires de 2 NS: observations de pulsars radio (recyclés): pulsar de Hulse-Taylor Binaires de 2 NS: observations de pulsars radio (recyclés): pulsar de Hulse-Taylor Combien de binaires NS+NS non détectées??? Combien de binaires NS+NS non détectées??? Fonction de luminosité des PRR inconnue Fonction de luminosité des PRR inconnue Limite supérieure: 1/600 NS a un compagnon NS Limite supérieure: 1/600 NS a un compagnon NS 4 nouveaux pulsars binaires: 4 nouveaux pulsars binaires: dont J : P orb =2h27mn dont J : P orb =2h27mn (The Parkes Multibeam Pulsar Survey) (The Parkes Multibeam Pulsar Survey) Porb trop long (binaire initiale non compacte): MAUVAIS CANDIDAT! Porb trop long (binaire initiale non compacte): MAUVAIS CANDIDAT!

12 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Binaires X ultra- compactes Ultra-compact: P orb <1h=P min étoile séquence principale Ultra-compact: P orb <1h=P min étoile séquence principale 1 cœur étoile He/WD transférant matière à 1 NS ou TN 1 cœur étoile He/WD transférant matière à 1 NS ou TN 7 systèmes (dont 2 en amas globulaires) 7 systèmes (dont 2 en amas globulaires) Périodes mn Périodes mn 3 pulsars millisecondes 3 pulsars millisecondes XTE J , 42.4 mn (Markwardt et al. 2002) XTE J , 42.4 mn (Markwardt et al. 2002) XTE J , 43.6 mn (Galloway et al. 2002) XTE J , 43.6 mn (Galloway et al. 2002) XTE J , 40.1 mn (Markwardt et al. 2003) XTE J , 40.1 mn (Markwardt et al. 2003) 6 candidats 6 candidats PERIODE COURTE: BON CANDIDAT! PERIODE COURTE: BON CANDIDAT!

13 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Résumé: quelles sources pour LISA? Binaires de courte période: étoiles compactes Binaires de courte période: étoiles compactes Binaires de naines blanches Binaires de naines blanches Systèmes AM CVn Systèmes AM CVn Naine blanche + étoile à neutron Naine blanche + étoile à neutron binaires X ultra-compactes binaires X ultra-compactes Binaires étoile à neutron + trou noir Binaires étoile à neutron + trou noir

14 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 =1.7mn = 17min= 2.7h

15 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 VIRGO

16 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Binaires de vérification LISA Binaires galactiques (100pc – 1000pc) Binaires galactiques (100pc – 1000pc) Thanks Oliver Jennrich

17 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 LISA Verification Binaries * J Thanks Oliver Jennrich

18 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Synthèse de population

19 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Synthèse de population (1) La masse dune étoile détermine son évolution La masse dune étoile détermine son évolution M1, M2, demi-grand axe et excentricité de lorbite déterminent lévolution dune binaire M1, M2, demi-grand axe et excentricité de lorbite déterminent lévolution dune binaire Connaissant les paramètres de formation des binaires, on peut EN PRINCIPE calculer lévolution de toutes les binaires et prédire les propriétés des échantillons observés… Connaissant les paramètres de formation des binaires, on peut EN PRINCIPE calculer lévolution de toutes les binaires et prédire les propriétés des échantillons observés… Synthèses de population de binaires galactiques: Nelemans, 2003, Class. Quantum Grav., 20, S81; Nelemans, Yungelson & Portegies Zwart, 2004, MNRAS, 349, 181; Verbunt & Nelemans, 2001, Class. Quantum Grav., 18, 4005 Evans et al 1987, Hils et al 1990, Webbink & Han 1998, Postnov & Prokhorov 1998, Hils & Bender 2001, Nelemans et al. 2001, A&A, 375, 890; Nelemans, 2003, Class. Quantum Grav., 20, S81; Nelemans, Yungelson & Portegies Zwart, 2004, MNRAS, 349, 181; Verbunt & Nelemans, 2001, Class. Quantum Grav., 18, 4005

20 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Synthèse de population (2) Hypothèses initiales: Hypothèses initiales: Masse M de la primaire provenant de la distribution observationnelle (Miller & Scalo 1979) Masse M de la primaire provenant de la distribution observationnelle (Miller & Scalo 1979) Masse m de la secondaire: Masse m de la secondaire: distribution de m plate entre m min et M distribution de m plate entre m min et M m min =0.08M sol : nuage peut fusionner lH -> étoile MS m min =0.08M sol : nuage peut fusionner lH -> étoile MS Distance a: distribution plate en log(a) Distance a: distribution plate en log(a) min: auto-destruction de la binaire par effet de marée min: auto-destruction de la binaire par effet de marée max: les étoiles évoluent indépendamment max: les étoiles évoluent indépendamment Excentricité orbitale=0 Excentricité orbitale=0

21 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Synthèse de population (3) Calcul des différents stades dévolution stellaire et binaire: Calcul des différents stades dévolution stellaire et binaire: M, R, L, M noyau en fonction de Mi, t Prise en compte des effets de vent, transfert de masse, etc sur lorbite Répétition de cette procédure jusquà produire un nombre suffisant de binaires Répétition de cette procédure jusquà produire un nombre suffisant de binaires Normalisation par le taux de formation de binaires supposé constant Normalisation par le taux de formation de binaires supposé constant Rapport entre binaires synthétiques produites et observées Rapport entre binaires synthétiques produites et observées MAIS… MAIS…

22 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Synthèse de population: incertitudes Plusieurs travaux, mais mêmes hypothèses sur: Plusieurs travaux, mais mêmes hypothèses sur: Paramètres des binaires initiales Paramètres des binaires initiales Evolution des binaires Evolution des binaires Taux de formation stellaire Taux de formation stellaire Effets de sélection observationnels, etc… Effets de sélection observationnels, etc…

23 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Synthèse de population: incertitudes sur paramètres initiaux des binaires Fonction de masse initiale: (Scalo) Fonction de masse initiale: (Scalo) Probabilités relatives de différentes masses similaires dans différents environnements: [ Probabilités relatives de différentes masses similaires dans différents environnements: [0.3–1.0M]: P(M) M 1 MAIS différentes aux masses supérieures dans divers amas: P(M) M 2 -> M 3 Pour chaque étoile 1M un amas peut contenir 10 x plus détoiles 10M 100 x plus détoiles 100M quun autre amas fort impact sur les taux de formation des binaires NS/BH (provenant détoiles massives). Impact moindre pour binaires WD+WD, provenant détoiles ~1M. De plus: Probabilités interdépendantes entre M1, M2 et a

24 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Synthèse de population: incertitudes sur Evolution Evolution dune binaire initiale -> binaire de WD + massive évolue en 1 er, remplit son Lobe de Roche. Transfert de masse conservatif-> orbite augmente, 2 nd évolue et M2>M1 Transfert de masse instable: 2 nd englobée -> spiral-in, enveloppe M1 éjectée -> 2 nd évolue: M2 < 1/2 M1 Envelope éjectée avec perte modérée de moment angulaire: orbite faiblement modifiée; 2 nd évolue et remplit son lobe de Roche: M2 ~ M1 La plupart des binaires serrées de WD observées ont ~ la même masse Verbunt & Nelemans 2001

25 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Synthèse de population: incertitudes sur taux de formation stellaire Taux de formation détoiles non constant SFR(t)= 15 exp (-t/ ) Msol/yr SFR(t)= 15 exp (-t/ ) Msol/yr -> Taux actuel: 3.6M sol /an compatible avec observations -> Taux actuel: 3.6M sol /an compatible avec observations SFR intégré sur 10Gyr: ~8x10 10 Msol > Mdisc SFR intégré sur 10Gyr: ~8x10 10 Msol > Mdisc SFR constant = 4 Msol/yr SFR constant = 4 Msol/yr Dans la plupart des modèles: Dans la plupart des modèles: fraction de binaires = 1, mais doit être comparée à 0.5 (2/3 des étoiles dans binaires) fraction de binaires = 1, mais doit être comparée à 0.5 (2/3 des étoiles dans binaires)

26 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Synthèse de population: incertitudes sur rapport binaires synthétisées / observées Effets de sélection observationnels: échantillon de binaires de WD observées biaisé: Effets de sélection observationnels: échantillon de binaires de WD observées biaisé: Sélectionnées pour leur faible masse Sélectionnées pour leur faible masse (indication de binarité) (indication de binarité) Sélectionnées pour leur brillance Sélectionnées pour leur brillance (détermination de masse et vitesse radiale) (détermination de masse et vitesse radiale) Sélectionnées pour leur vitesse radiale Sélectionnées pour leur vitesse radiale (assez grande pour être mesurée, mais pas trop pour séparer les raies spectrales) (assez grande pour être mesurée, mais pas trop pour séparer les raies spectrales) Effet de sélection dû à leur brillance Effet de sélection dû à leur brillance (refroidissement des WD) (refroidissement des WD)

27 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Résultats de synthèse de population: Binaires de naines blanches Période–masse de la naine blanche la plus brillante de chaque binaire, incluant les plus récentes découvertes (symboles vides). Pointillés: connectent les masses des deux naines blanches de brillance similaire.

28 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Synthèse de population Résultats Synthèse de population/LISA

29 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Binaires de WD très nombreuses: bruit non résolu pour LISA

30 Sylvain CHATY - LISA France /01/ systèmes résolus WD+WD, AM CVn, 35 UCXBs, 20 NS+NS Echelle de gris: densité normalisée Pointillés: sensibilité LISA S/N 5 et 1; 1 an intégration (Larson et al, 2000). Plein: Bruit de fond moyen de binaires WD détachées. Points noirs: AM CVn les plus intenses. Fréquences des 3 nouveaux candidats AM CVn et des 2 de très courte période (de gauche à droite: HP Lib, AM CVn, KUV 01584, V407 Vul and RX J0806).

31 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Systèmes résolus Type Taux de formation (/an) Systèmes résolus Avec variation de fréquence Facteur dincertitud e WD+WD2.9× AM CVn 1.8x UCXB1.9x NS+WD1.4x NS+NS3.2x BH+WD3.8x BH+NS1.0x Total Beaucoup de binaires résolues, certaines avec variation de fréquence mesurable => mesure de distance

32 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Systèmes résolus: WD+WD; AM CVn; qq dizaines de binaires NS (sources de vérification; 1 an de données)

33 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Observations électro- magnétiques complémentaires Modélisation de lémission optique et X des AM CVns et UCXBs Optique émission de limpact direct Émission du disque émission du donneur: refroidissement de WD + irradiation X émission de limpact direct émission du disque/parties externes Rougissement et absorption interstellaire

34 Sylvain CHATY - LISA France /01/ mn3mn

35 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Astronomie multi-messagers!

36 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 / VIRGO

37 Sylvain CHATY - LISA France /01/2005 Conclusions: LISA et lAstronomie des ondes gravitationnelles Notre connaissance de population de binaires compactes est incomplète: OG permettent une étude de lespace des paramètres difficile à atteindre autrement Augmentation considérable des détections de binaires Sensible aux (rares) systèmes de courte période (impact direct): phase initiale cruciale de lévolution Distribution Galactique dans son ensemble, inclinaisons, masses, distances Nouvelle ère de lAstronomie multi- messagers: Combinaison de loptique/IR, X et OG A faire: modélisation détaillée de la détection de population galactique


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