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Thesis Multi-wavelenght Observations of INTEGRAL sources & the parameter space occupied by soft γ-ray emitting objects BODAGHEE, Arash Abstract Une vision synthétique des 500 sources détectées par INTEGRAL est présentée. Presque la moitié des sources étaient inconnues à ces énergies (>20 keV). Les études menées sur certains objets ont permis de les classifier comme des HMXBs composés d'étoiles à neutrons pulsantes qui agglomèrent le vent d'étoiles supergéantes. Ainsi, une nouvelle population de PULSARS enfouis a été mise en évidence. En moyenne, les IGRs galactiques sont 4 fois plus absorbées que les sources galactiques connues avant INTEGRAL. Des tendances non-négligeables ressortent des diagrammes Pulse-Absorption et Orbite-Absorption des HMXBs. Les populations de HMXBs OB et Be se séparent en des régions distinctes de ces diagrammes permettant de proposer une contrepartie à un HMXB qui est non-classifié. La distribution spatiale des HMXBs est compatible avec les complexes actifs en formation d'étoiles OB, et la rotation galactique n'améliore pas l'alignement entre les HMXBs et les bras spiraux. Les sources non identifiées ont une distribution spatiale qui rappelle celle des LMXBs. Reference BODAGHEE, Arash. Multi-wavelenght Observations of INTEGRAL sources & the parameter space occupied by soft γ-ray emitting objects. Thèse de doctorat : Univ. Genève, 2007, no. Sc. 3849 URN : urn:nbn:ch:unige-4771 DOI : 10.13097/archive-ouverte/unige:477 Available at: http://archive-ouverte.unige.ch/unige:477 Disclaimer: layout of this document may differ from the published version. 1 / 1 UNIVERSITÉ DE GENÈVE FACULTÉ DES SCIENCES Département d’astronomie Professeur T. J.-L. Courvoisier Multi-wavelength Observations of INTEGRAL Sources & the Parameter Space Occupied by Soft γ-ray Emitting Objects THÈSE présentée à la Faculté des sciences de l’Université de Genève pour obtenir le grade de Docteur ès sciences, mention astronomie et astrophysique par Arash BODAGHEE de Téhéran, Iran, et Los Angeles, USA Thèse No 3849 GENÈVE Atelier de reproduction de la Section de physique 2007 ii . CETTE THÈSE A FAIT L’OBJET DES PUBLICATIONS SUIVANTES: voir Appendice B. iii for Isabelle iv v RÉSUMÉ EN FRANÇAIS Cette thèse sur les résultats de la mission INTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory) de l’Agence Spatiale Européenne (ESA) a été produite au centre de données astronomiques ISDC (INTEGRAL Science Data Centre) at- taché à l’Observatoire de Genève. Les sujets principaux qui sont traités dans cette thèse sont les analyses multi-longueurs d’ondes des nouvelles sources détectées par INTEGRAL, et une étude sur les paramètres spatiaux, spectraux et temporels des différentes classes de sources gamma vues au cours des 4 premières années de la mission (fevrier 2003 à mars 2007). INTRODUCTION La plupart des 500 sources détectées par INTEGRAL sont classiées comme des ∼ noyaux actifs de galaxies (AGN) qui sont composés d’un trou noir supermassif au coeur d’une galaxie, ou des binaires X de petite et grande masse (respectivement, LMXB et HMXB). Les binaires X sont des systèmes où un objet compact (CO) tel qu’une étoile de neutrons (NS) ou un trou noir (BH) accrète de la matière per- due par un compagnon stellaire. Tous sont des puissants émetteurs de rayons X 36 38 1 et gamma avec des luminosités qui peuvent atteindre 10 –10 ergs s− pour les LMXB et les HMXB, voire plus pour les AGN. Les rayons X et gamma occupent presque la moitié du spectre électromagnétique. Pourtant, l’astronomie des hautes énergies, contrairement à l’astronomie optique et radio, n’a pu décoller qu’à partir de l’ère spatiale. En effet, l’atmosphère terrestre bloque la majorité des photons X/γ. Il faut rappeler que cet écran est bénéque puisqu’il diminue la quantité de dommages génétiques soufferts par un organisme, ce qui a permis à la vie d’évoluer au niveau de complexité requis pour que des astronomes puissent se poser la question de savoir à quoi ressemble l’univers en rayons gamma. Dans les années 1950 et 1960, les astronomes ne s’attendaient pas à trouver d’autre sources de rayonnement gamma que la terre (du aux armes atomiques) ou éventuellement la Lune. Pour chaque fréquence ν, le ux décroit comme f ν 1. ν ∝ − L’extrapolation des valeurs solaires amène à la conclusion qu’un signal lointain serait trop faible pour être détecté avec la technologie actuelle. Ce fut donc une sur- prise quand le LMXB Sco X-1 et le fond X diffus furent détectés lors d’observations de la Lune (Giacconi et al. 1962). Depuis, les télescopes Uhuru, Einstein, EXOSAT, et plus récemment CGRO, ASCA, Beppo-SAX et ROSAT ont repéré 100,000 objets qui émettent au dessus de 0.1 eV. ∼ L’astronomie des hautes énergies est dans un Age d’Or avec plusieurs satellites vi ISGRI: significance 20--25 keV 25--30 keV 30--40 keV 40--50 keV 50--60 keV 1.4 60--80 keV 80--100 keV 100--150 keV RMS [sigma] 150--300 keV 300--600 keV 1.3 1.2 1.1 1 103 104 105 exposure [s] Figure 0.1: Significance (en σ) du bruit de fond en fonction du temps d’exposition pour les images mosaïques du plan galactique prises par ISGRI en différentes ban- des d’énergie. opérant en même temps: Chandra, INTEGRAL, RXTE, Swift, Suzaku et XMM- Newton. Pour déterminer la nature d’une source gamma, les astrophysiciens doivent aussi prendre en compte les observations dans d’autres bandes d’énergie telles que l’optique, l’infrarouge et les ondes radio. Plusieurs mécanismes peuvent créer des photons gamma, mais il s’agit essentielle- ment de rayonnement produit par une charge accélérée. En général, ceci implique de la matière (électrons) tombant dans un puits de potentiel gravitationnel (p.ex. un CO qui agglomère de la matière). Les électrons peuvent aussi être accélérés par un champ magnétique puissant (p.ex. rayonnement cyclotron/synchrotron), par le champ électrostatique d’ions (c-à-d Bremsstrahlung), ou par des photons énergé- tiques (diffusion de Compton). Les chocs violents entre nuages ou les régions de nucléosynthèse peuvent aussi produire des rayons gamma. L’agglomération (ou l’accrétion) transforme l’énergie potentielle de la matière qui tombe en rayonnement électromagnétique. Dans certains cas, ce processus représente une manière beaucoup plus efcace pour convertir la matière en én- ergie que les réactions de nucléosynthèse. Pour le soleil, l’efcacité de la fusion 2 18 1 d’hydrogène en hélium est de l’ordre de ∆Enuc = 0.007 c 6 10 ergs g− . GM M · ∼ · L’efcacité de l’accrétion s’écrit ∆Eacc = R R , ce qui veut dire qu’elle dépend M ∼ de la compacité R . Ceci est faible par rapport à la nucléosynthèse dans les étoiles vii de type solaire: E E . Donc les réactions nucléaires sont la source princi- acc $ nuc pale d’énergie dans les étoiles de type solaire. Par contre, dans les objets beaucoup plus denses tels que les étoiles de neutrons: ∆E = 1020 ergs g 1 17 ∆E . acc − ∼ × nuc Au delà d’une certaine limite, appelée la limite d’Eddington, la luminosité produite est si grande que la force de pression radiative empêche la matière de tomber sur le CO. A la luminosité d’Eddington, la force radiative poussant la matière vers l’extérieur de l’étoile, est égale à la force gravitationnelle dirigée vers l’intérieur: 4πGMmpc LEdd = σT 38 M 1 = 10 ( ) ergs s− M & Les binaires X ont 3 mécanismes d’accrétion principaux: l’accrétion par un disque autour du CO qui est fourni en matière via un point Lagrangien suite au remplis- sage de la lobe de Roche de l’étoile secondaire; le mécanisme Be; et l’accrétion par le vent stellaire. Le premier est très important pour les LMXB alors que l’agglomération dans les HMXB procède en général par le mécanisme Be où à travers les vents stellaires (équatoriaux lents et polaires rapides) qui sont parfois modérés par un disque. Dans quelques HMXB qui ont un compagnon super-massif (SG) de type spectral O ou B, le CO est enfoui dans le vent radial du compagnon alors l’accrétion est dominée par un vent stellaire quasi-isotrope. Vu la grande masse du compagnon stellaire (M 10 M ), les HMXB sont des sys- ≥ & tèmes jeunes (! 107 ans), donc ils se trouvent proches des régions de formation stellaire récentes, c-à-d le plan galactique et les bras spiraux. Leur spectre est dur (kT " 15 keV) avec un continu en forme de loi de puissance avec une coupure à haute énergie. Ce genre de spectre est souvent interprété physiquement comme une Comptonisation thermique où des photons arrivant sur un plasma d’électrons sont diffusés à plus hautes énergies. Une densité de colonne importante, des raies de fer, ou un excès à basse énergie sont d’autres caractéristiques qui peuvent se présen- ter dans le spectre X d’un HMXB. L’émission est soit éphémère pour les HMXB avec compagnon Be, ou persistante pour les HMXB qui ont des compagnons OB. Le NS peut produire un champ magnétique très fort qui dirige l’accrétion vers les pôles magnétiques. Si les axes de rotation et de magnétisme ne sont pas alignés, un observateur peut voir une pulsation dans l’émission avec une période égale à la rotation du NS. Par contre, les LMXB ont des compagnons de faible masse (M 1 M ). Ces objets ≤ & sont donc vieux ( 1010 ans) et se trouvent principalement dans le bulbe galactique ∼ proche des amas globulaires. Le spectre est plus mou (kT ! 10 keV) caractérisé par un continu fait d’un ou de plusieurs corps noirs. Une petite minorité de LMXB présente des pulsations, mais presque tous subissent des sursauts qui sont des ex- plosions nucléaires pas loin du CO.