Etude des sources X faibles des amas globulaires de la galaxie avec XMM-Newton

Etude des sources X faibles des amas globulaires de la galaxie avec XMM-Newton

 Les amas globulaires 

Que sont les amas globulaires ?

 Je vais rappeler brièvement dans cette section comment les amas globulaires ont été découverts, ainsi que leurs caractéristiques physiques les plus importantes.

La découverte des amas globulaires 

Les amas globulaires les plus brillants sont visibles à l’œil nu, et ont été découverts par les grecs (Oméga du Centaure est indiqué dans l’atlas de Ptolémée). Ces amas apparaissent comme de simples étoiles. Leur observation en optique remonte au XVIIIeme siècle, avec les observations de Charles Messier. Seul un globe lumineux apparaissait alors dans l’oculaire, ce qui donna leur nom aux amas globulaires. Sir John Herschel, grâce à la puissance des télescopes construits par son père, parvint à résoudre plusieurs de ces amas (dont M4 ou Oméga du Centaure) en un ensemble de nombreuses étoiles au début du XIXeme siècle. Il compila ces astres dans son General Catalogue (enrichi par Johan Dreyer en 1888 pour devenir le New General Catalogue). Les amas globulaires se trouvent dans le halo de la galaxie (les plus proches sont à moins de 4 kpc, Harris 1996). Ils ont des tailles de quelques parsecs à quelques centaines de parsecs (Harris 1996). Ils sont très massifs (105-6 M , Djorgovski 1993), et contiennent des milliers d’étoiles. Nous en connaissons actuellement 146 (Harris 1996, 1999) situés sur des orbites très inclinées par rapport au disque galactique qui les amènent à traverser deux fois par révolution le disque galactique. Ce passage a de grandes conséquences pour le milieu interstellaire des amas.

 Le contenu et l’âge des amas 

Lors du passage dans le disque de la galaxie, l’amas passe d’une zone où la densité est très faible (le halo) à une zone où la densité est beaucoup plus importante (le disque). Cela entraîne la formation d’une onde de choc qui va balayer l’amas et en retirer le gaz qu’il contient (Elson et al. 1987). La fréquence de passage des amas dans le disque de la galaxie (typiquement tous les cinquante millions d’années) est telle que le milieu interstellaire des amas n’est jamais assez riche en gaz pour que se forment de nouvelles étoiles. L’amas va donc voir ses étoiles évoluer, sans que de nouvelles étoiles ne puissent se former. Les étoiles de l’amas doivent donc toutes avoir le même âge. Les étoiles des amas globulaires ont une masse moyenne de 0.4 M et on ne détecte pas d’étoiles massives dans les amas (Paresce & Marchi 2000). La présence de naines blanches et d’étoiles à neutrons implique que les amas ont contenu des étoiles massives. L’âge de l’amas est forcément supérieur au temps nécessaire à l’évolution et la mort de ces étoiles massives (quelques milliards d’années). Les amas globulaires sont donc de vieux objets dont l’âge pourrait atteindre 15 milliards d’années (voir par exemple Pont et al. 1998). 

Les observations optiques des amas globulaires

 Dans cette partie, je présente les paramètres morphologiques des amas globulaires ainsi que leurs populations stellaires. 1

Les grandeurs caractéristiques

Le rayon de marée Le rayon de marée (rt) indique l’endroit où la force de gravité due à l’amas est équilibrée par la force de marée galactique. Sa valeur ne dépend que des masses de l’amas (M) et de la galaxie (MG), et de la position de l’amas dans la galaxie (R). Son expression analytique est (King 1962) : (1) La taille d’un amas globulaire est généralement définie par son rayon de marée. Le rayon de cœur Le rayon de cœur est défini par un modèle de potentiel proposé par King (1962). Ce modèle a été développé pour ajuster le profil de luminosité d’un amas globulaire (King 1962, 1966, Elson et al. 1987, voir aussi Figure 1). Il a été construit de façon empirique en ajustant les données d’observations de comptage d’étoiles. Il a la forme : (2) Dans l’équation 2, le paramètre rt désigne le rayon de marée, et le paramètre rc représente le rayon de cœur. La normalisation k dépend de l’ajustement au modèle. D’un point de vue observationnel, le rayon rc est défini comme le rayon où la luminosité de surface est égale à la moitié de la valeur mesurée au centre de l’amas. Figure 1 : Profils de King calculés selon l’équation . La normalisation k a été choisie de façon à ce que la valeur du profil à r=0 soit constante (King 1962). Certains amas ont des cœurs de taille très faible (quelques dixièmes de parsecs). Dans le modèle de King, le rayon de cœur peut tendre vers zéro (sans toutefois l’atteindre) et garder un sens physique. Les amas possédant de tels profils ne présentent pas le „plateau’ caractéristique du profil de King (voir Figure 1) et sont dit „amas effondrés’. Le rayon de demi-masse Une troisième grandeur caractéristique d’un amas globulaire est son rayon de demi-masse. Il s’agit du rayon de la sphère dont le centre est celui de l’amas et qui contient la moitié de la masse de l’amas. Il n’est jamais nul.

Les diagrammes couleur-magnitude des amas

L’étude des populations d’étoiles des amas globulaires s’effectue avec des diagrammes couleur-magnitude obtenus en optique (diagramme de Hertzprung – Russel). Un de ces diagrammes est représenté sur la Figure 2. La majorité des étoiles des amas se trouve sur la séquence principale. Ces étoiles sont des étoiles normales qui brûlent leur hydrogène pour produire l’énergie nécessaire à leur stabilité. La séquence principale s’interrompt en un point particulier, appelé „coude’ de la séquence principale (turn-off point). Sa position dépend de l’âge et de la métallicité de l’amas, aussi est elle utilisée pour l’étude de l’âge des amas (voir par exemple Pont et al. 1998). Au-delà du coude de la séquence principale, se trouvent la branche des géantes rouges, la branche asymptotique et la branche horizontale. Les étoiles situées sur ces branches sont des étoiles en fin de vie, qui vont ou qui sont en train d’expulser leur enveloppe. Les cœurs d’étoiles défuntes forment la population de naines blanches observée sous la séquence principale. Les naines blanches évoluent dans cette portion du diagramme suivant leur refroidissement, les plus froides étant également les moins lumineuses, jusqu’à ne plus être détectables. On remarque dans les diagrammes couleur-magnitude une dernière classe de sources. Ces étoiles se trouvent sur la séquence principale, entre le coude de la séquence et la branche horizontale, dans une zone du diagramme où il ne devrait rien y avoir. Il s’agit des traînardes bleues (blue stragglers, voir par exemple Ferraro et al. 2003). Ces étoiles ne peuvent pas avoir été formées en même temps que les autres étoiles de l’amas, car elles auraient alors déjà dû quitter la séquence principale. Elles ne peuvent pas non plus s’être formées après les autres étoiles de l’amas. Leur origine est expliquée par la fusion d’étoiles dans les amas (Hut et al. 1992). Soit par transfert de masse (phase d’enveloppes communes) au sein d’une binaire (en particulier dans les amas ayant de faibles taux de collision, Nemec & Cohen 1989), soit par collision directe lors d’interactions, deux étoiles peuvent fusionner. Cette fusion entraîne des changements convectifs dans l’étoile, qui extraient l’hélium des cœurs des deux étoiles originelles et produit un milieu homogène d’hydrogène et d’hélium (Hut et al. 1992). L’étoile ainsi formée est plus massive que les autres étoiles de l’amas et possède une structure semblable à une étoile nouvellement formée. Elle paraîtra „bleue’ par rapport aux autres étoiles de l’amas. Sa présence implique la présence de binaires dans certains amas (Hut et al. 1992).