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Variables Cataclysmiques : Accrétion - Ejection
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CVs : Accrétion - Ejection
Objets compacts : Facteurs d’échelle
Gravité ~ 1/R2
Champ magnétiqueConservation flux magnétiqueBR2=cste > B~ 1/R2
Soleil
Relation linéaire
Dispersion = génération/diffusion
Etoiles = 0.1-104 GNB = 104-108 G (10kG-100MG)EN = 109-1014 G
Terre
Etoiles
Naines blanches
Etoiles à neutrons
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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 (0.1-0.8Mo) P orbitales typiques = (1-10) h pour accrétion (RLO) Taille Orbite = a = 1010-1011 cmAbondance : 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)
M (Mo) R (km) Lx(erg/s) T(therm)
MdotR
GMVMdotL ffx == 2.
21
22 .. cR
GM
cMdot
Lx ==
4
1
2.4 ⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛=
B
xbb R
LT
σπ
Luminosité Efficacité
Température
Taux d’accrétion typique (étoile faible masse/RLO) => Mdot = 10 -10-10-8 Mo/an = 6 1015 – 6 1017 g/s
1 1 110 000 10 310 33-35 1036-38 10 36-38
10-4 10-1 ~ 110 eV 1 keV > 1 keV
NB EN TN
(thermalisée BB)
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CVs : Accrétion - Ejection
Accrétion : Naine blanche (NB) vs Etoiles à neutrons (EN)
7
1
7
2
177
4
30).()
10()
10.(3000
−−=
MoMMdot
kmRmμ
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)
22
)().(2
1
8
)(rvr
rBff
m ρπ
=
Naine Blanche NB Non-magnétique Magnétique
397
34 )10
*).(
10
*.(10
R
G
B=μavec moment magnétique
Etoile à neutrons EN Non-magnétique Magnétique
B 104 107
μ 1031 1034 Rm 109 5 1010
B 109 1012
μ 1027 1030 Rm 5 106 108
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CVs : Accrétion - Ejection
Naine blanche
Etoiles à neutrons
« Polars » magnétique CV « Normal » non-magnétique CV
Pulsar accrétant « LMXB » binaire X faible masse
B=107 G, μ= 1034, rm~ a B=104 G, μ= 1031, rm~ RNB
B=1012 G, μ= 1030, rm~ (100-1000) RNS<< a B=109 G, μ= 1027, rm~ (1-10) RNS
Lx=1033-35 erg/s
Lx=1036-38 erg/s
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CVs : Accrétion - Ejection
CV types
Non-magnétique
B< (0.1-1) MGCouche limite EUV
IPs (polaires intermédiaires)
B= (1-10) MGNon-synchronisées
Pspin<<Porb
Colonne (rayons X)
PolairesB= (10-100) MGSynchronisées
(freinage magnétique)
Pspin=Porb
Colonne (rayons X)
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CVs : Accrétion - Ejection
Naine blanche magnétique (Polars)
> colonne d’accrétion
wd
wdHff
Hsh R
GM
k
mv
k
mT
.
8
3.3 2 μμ
==
19)
10).(.(.4.32 −=
RMoM
keVTsh
Choc au dessus de la surfaceEnergie 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 typiquesh ~ 108cm (1000km) A= 1016cm (f=10-3=0.1%)
Choc fort discontinuité vff > vff/4(μ poids mol. moyen =0.615 solaire)
X-durs
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CVs : Accrétion - Ejection
CVs magnétiques : spectre
Lamb & Masters. (1979) B= 2 107G Lx=1032-1034erg/s
AM Herculis : Rothschild et al. (1979)
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)
Débat : rapport Lxmous/Lxdur+Lcyc ~1 attendu
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CVs : Accrétion - Ejection
CVs : INTEGRAL sourcesINTEGRAL 2nd catalogue, Bird et al. (2006) ApJ 636, 765 209 sources8 CVs confirmées
New IGR sources
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 = 105-106 sources dans la Galaxie
Polars
IPs
La plupart sont des IPsB 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)
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CVs : Accrétion - Ejection
V709 Cas / INTEGRAL
Falanga, Bonnet-Bidaud et Souleimanov (2005) A&A, 444, p.561
Source détectée près du pulsar millisecondeIP (Pspin= 312 s / Porb= 5.34 h)Détectée jusqu’à 100 keVJEM-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
19)
10).((~ −R
MoM
Tsh
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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
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. 2003 A&A401, p.1071 ) explosion de nova ???
BY Cam dataFUSE 2003+ IUE (1985)
AM Her (Hopkins UT Navette)
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The accretion column
Dipole accretion : column section A = Acap (r/R)3 cm2 M,R = white dwarf
free-fall V = 5.2 108 (M)0.5. (R )-0.5.(r/R) -0.5 cm/sdensity n = 1.2 1015 Mdot. (Acap) -1.(M)-0.5. (R )0..5.(r/R) -2.5 cm –3
accretion rate Mdot = 7.5 10 16 (M) –1 (R ) (Lx/1034) g/s
Slab section
dx / n(x+dx) = n(x)/4assumed homogeneous
dy = dz = Acap. (x) 3/2
assumed Acap = 10 16 cm2
direct sideways illuminationacross slabs
CLOUDY code (v.96)
dxdy
dz
Mouchet, Bonnet-Bidaud et al. 2003 A&A401, p.1071
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CVs : Accrétion - Ejection
Abondances
Bonnet-Bidaud & Mouchet (2003) IAU Coll. 190
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CVs : Accrétion - Ejection
Oscillations QPOs : Polars
ULTRACAM 3-canaux simultanés3 (1024x1024 CCDs)0.001 s expositions avec temps mort négligeable (0.0001 s) (Instrument Visiteur : Univ Sheffield UK)
VLT (May 2005): VV Pup QPO = 1.5 secFraction flux optique faible : 1-3%
Mdot
A
R
MP cap
wd
wdQPO .∝Oscillation hauteur du choc
Langer et al. (1982)
découverte Middleditch (1982) 5 polaires : AN UMa, V834 CEn, EF Eri, VV Pup et BL Hyi
Problème : conditions d’excitation des QPOs? amortissement cyclotronNon détecté en rayons X ?
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CVs : Accrétion - Ejection
Ejection
-Novae > Réactions nucléaires explosives à la surface de NB-fréquence observée 4/an (réel 40-80 /an) -récurrence ~1000 ans m = 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)
3/121 )/( spinGMRco ω=
VKepler Vrotation
accrétion éjection
V
RRm > RcoRm < Rco
Rm < Rco Vkepler >> Vrot : accrétionRm > Rco Vkepler << Vrot : éjection centrifuge
R=Rco VKepler = Vrot
Rco
Rm
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CVs : Accrétion - Ejection
AE Aquarii
Porb = 9.88hr compagnon K4-K5 (M=0.6Mo) évolué pour R* > RLOPspin = 33 sec « rotateur rapide » Rco = 1.5 109cm vs Rm= 1.3 1010cm (sphérique) : Rm >> Rco accrétion inhibée éjection
Ralentissement Pdot= + 5.6 1014 s/s > Lrot = 6 x1033 erg/sPolarisation 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
Wynn et al. MN 286, 436 (1997)Modèle : collisions de paquets de plasmaAccélération par « pompage magnétique »
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CVs : Accrétion - Ejection
AE Aqr - FUSE (Far UV) Mouchet, Bonnet-Bidaud et al. (2004) IAU Col. 190
Wynn et al. (1997)
Vitesses radiales des raies de haute excitationOrigine : plasma au passage proche de la NB
orbite0.6
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CVs : Accrétion - Ejection
Etoiles Symbiotiques
Parents proches des CVsModèle 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 deV ~ 500-1000 (d/200pc) km/sSource radio étendue et collimatée (VLA/MERLIN) > précession d’un jet radio période 6519 jours, angle précession 35°
Crocker et al. (2002)
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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’ondeLaboratoire cosmique idéaux pour-étude de l’interaction « accrétion-champ magnétique »-mécanisme de production d’énergie en champs forts-mécanisme d’éjection par interaction magnétique
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CVs : Accrétion - Ejection
Références
Brian Warner (1995): “Cataclysmic Variable Stars”(Cambridge University Press, 1995, ISBN: 0521412315)
Coel Hellier (2001): “CVs - How and Why They Vary”(Praxis Publishing, 2001, ISBN: 1852332115)
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)
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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
Cataclysmic Variables (non-magnetic)
- Intermediate Polars/DQ Her stars
- Polars/AM Her stars
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CVs : Accrétion - Ejection