variables cataclysmiques : accrétion - ejection

AIM / 5 Avril 2006 J.M. Bonnet-Bidaud 1

Variables Cataclysmiques : Accrétion - Ejection


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



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)



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



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



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)



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



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



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)



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



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)


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



Abondances

Bonnet-Bidaud & Mouchet (2003) IAU Coll. 190



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 ?



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



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 »



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



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)



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



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)



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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