Server : Apache System : Linux webd348.cluster026.gra.hosting.ovh.net 5.15.148-ovh-vps-grsec-zfs-classid #1 SMP Thu Feb 8 09:41:04 UTC 2024 x86_64 User : hednacluml ( 122243) PHP Version : 8.3.9 Disable Function : _dyuweyrj4,_dyuweyrj4r,dl Directory : /home/hednacluml/encyclo/articles/b/i/n/ |
<!DOCTYPE html PUBLIC "-//W3C//DTD XHTML 1.0 Transitional//EN" "http://www.w3.org/TR/xhtml1/DTD/xhtml1-transitional.dtd">
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<title>Binaire X à faible masse - Wikipédia</title>
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<h1 class="firstHeading">Binaire X à faible masse</h1>
<div id="bodyContent">
<h3 id="siteSub">Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.</h3>
<div id="contentSub"></div>
<!-- start content -->
<p>Une <b>binaire X à faible masse</b>, ou <b>LMXB</b> (de l'<a href="../../../../articles/a/n/g/Anglais.html" title="Anglais">anglais</a> <i>Low Mass X-ray Binary</i>) est une <a href="../../../../articles/%C3%A9/t/o/%C3%89toile_binaire.html" title="Étoile binaire">étoile binaire</a> rayonnant dans le domaine des <a href="../../../../articles/r/a/y/Rayon_X_5c8f.html" title="Rayon X">rayons X</a> (ce que l'on appelle une <a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_8474.html" title="Binaire X">binaire X</a>), dont un des deux membres est une <a href="../../../../articles/%C3%A9/t/o/%C3%89toile_%C3%A0_neutrons.html" title="Étoile à neutrons">étoile à neutrons</a> ou un <a href="../../../../articles/t/r/o/Trou_noir.html" title="Trou noir">trou noir</a><sup id="cite_ref-0" class="reference"><a href="#cite_note-0" title=""><span class="cite_crochet">[</span>1<span class="cite_crochet">]</span></a></sup> et l'autre une <a href="../../../../articles/%C3%A9/t/o/%C3%89toile.html" title="Étoile">étoile</a> de masse « faible ». Elle peut être une étoile de la <a href="../../../../articles/s/%C3%A9/q/S%C3%A9quence_principale.html" class="mw-redirect" title="Séquence principale">séquence principale</a>, auquel cas son <a href="../../../../articles/t/y/p/Type_spectral.html" title="Type spectral">type spectral</a> est B, F, G, K, M (éventuellement A), ou alors une <a href="../../../../articles/n/a/i/Naine_blanche.html" title="Naine blanche">naine blanche</a>. Le terme de binaire X à <i>faible</i> masse s'oppose bien sûr à celui de <a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_%C3%A0_forte_masse_6ca8.html" title="Binaire X à forte masse">binaire X à forte masse</a>, dont l'étoile est, elle de type spectral O ou B (éventuellement A), et donc plus massive.</p>
<p>Le rayonnement X émis par les binaires X à faible masse provient d'un échange de masse entre l'étoile et l'objet compact. En tombant sur l'objet compact, la masse de l'étoile compagnon forme un <a href="../../../../articles/d/i/s/Disque_d%27accr%C3%A9tion.html" title="Disque d'accrétion">disque d'accrétion</a>, est échauffée et rayonne dans le domaine des rayons X.</p>
<p>L'étoile compagnon de l'objet compact étant, dans le cas d'une binaire X à faible masse, peu lumineuse, c'est la luminosité dans le domaine de rayons X qui domine l'émission du système. Celle-ci est 100 à 10 000 fois plus intense dans le domaine X que dans le domaine visible.</p>
<p>Le phénomène d'échange de matière entre l'étoile et l'objet compact a pour conséquence de permettre une importante accélération de la <a href="../../../../articles/v/i/t/Vitesse_angulaire.html" title="Vitesse angulaire">vitesse angulaire</a> de rotation de ce dernier. Dans le cas où celui-ci est une étoile à neutrons, ceci permet de lui conférer une vitesse de rotation extrêmement rapide, avec une <a href="../../../../articles/p/%C3%A9/r/P%C3%A9riode_de_rotation.html" title="Période de rotation">période de rotation</a> pouvant descendre à quelques <a href="../../../../articles/m/i/l/Milliseconde.html" class="mw-redirect" title="Milliseconde">millisecondes</a>. Les binaires X à faible masse sont ainsi considérées comme les lieux où se forment les <a href="../../../../articles/p/u/l/Pulsar_milliseconde.html" title="Pulsar milliseconde">pulsars millisecondes</a>.</p>
<p>La première source astrophysique de rayons X jamais détectée, <a href="../../../../articles/s/c/o/Scorpius_X-1_d047.html" title="Scorpius X-1">Scorpius X-1</a> (en <a href="../../../../articles/1/9/6/1962.html" title="1962">1962</a>), était une binaire X à faible masse.</p>
<table id="toc" class="toc" summary="Sommaire">
<tr>
<td>
<div id="toctitle">
<h2>Sommaire</h2>
</div>
<ul>
<li class="toclevel-1"><a href="#Caract.C3.A9risation"><span class="tocnumber">1</span> <span class="toctext">Caractérisation</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#Distribution_orbitale"><span class="tocnumber">2</span> <span class="toctext">Distribution orbitale</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#Distribution_spatiale"><span class="tocnumber">3</span> <span class="toctext">Distribution spatiale</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#Courbe_de_lumi.C3.A8re"><span class="tocnumber">4</span> <span class="toctext">Courbe de lumière</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#.C3.89volution_de_la_p.C3.A9riode_orbitale"><span class="tocnumber">5</span> <span class="toctext">Évolution de la période orbitale</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#Voir_aussi"><span class="tocnumber">6</span> <span class="toctext">Voir aussi</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#R.C3.A9f.C3.A9rence"><span class="tocnumber">7</span> <span class="toctext">Référence</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#Note"><span class="tocnumber">8</span> <span class="toctext">Note</span></a></li>
</ul>
</td>
</tr>
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</script>
<p><a name="Caract.C3.A9risation" id="Caract.C3.A9risation"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_%C3%A0_faible_masse_19f2.html" title="Modifier la section : Caractérisation">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Caractérisation</span></h2>
<p>Identifier une binaire X à faible masse nécessite soit d'identifier optiquement l'étoile compagnon puis connaître son type spectral par <a href="../../../../articles/s/p/e/Spectroscopie.html" title="Spectroscopie">spectroscopie</a>, soit de vérifier que certaines caractéristiques observables du système, par ailleurs trouvées uniquement dans d'autres binaires X, sont présentes. Elles incluent :</p>
<ul>
<li>Des sursauts X dit de type I, qui n'ont jamais été vus dans des binaires X à forte masse ;</li>
<li>Un spectre dans le domaine X (entre 1 <a href="../../../../articles/k/i/l/Kilo%C3%A9lectronvolt.html" class="mw-redirect" title="Kiloélectronvolt">keV</a> et 10 keV) qui est doux ;</li>
<li>Une <a href="../../../../articles/p/%C3%A9/r/P%C3%A9riode_orbitale.html" title="Période orbitale">période orbitale</a> inférieure à 12 heures, car les modèles d'<a href="../../../../articles/%C3%A9/v/o/%C3%89volution_stellaire.html" class="mw-redirect" title="Évolution stellaire">évolution stellaire</a> excluent sauf cas particulier qu'une étoile de type O ou B puisse être suffisamment compacte pour que la période de révolution d'un astre en orbite autour d'elle soit inférieure à cette valeur<sup id="cite_ref-1" class="reference"><a href="#cite_note-1" title=""><span class="cite_crochet">[</span>2<span class="cite_crochet">]</span></a></sup>.</li>
</ul>
<p><a name="Distribution_orbitale" id="Distribution_orbitale"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_%C3%A0_faible_masse_19f2.html" title="Modifier la section : Distribution orbitale">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Distribution orbitale</span></h2>
<p>La période orbitale des binaires X à faible masse s'étale entre moins de 12 minutes (pour <a href="../../../../articles/s/a/g/Sagittarius_X-4_9037.html" title="Sagittarius X-4">Sagittarius X-4</a>) et plus de 15 jours. Toute comme les binaires X à forte masse et les <a href="../../../../articles/v/a/r/Variable_cataclysmique.html" title="Variable cataclysmique">variables cataclysmiques</a>, on ne trouve quasiment aucune binaire X à faible masse dont la période orbitale est comprise entre 2 et 3 heures, conséquence de l'absence de mécanisme physique qui permet l'existence de tels systèmes<sup id="cite_ref-2" class="reference"><a href="#cite_note-2" title=""><span class="cite_crochet">[</span>3<span class="cite_crochet">]</span></a></sup>. Il ne semble pas non plus exister de binaires X à faible masse dont la période orbitale est comprise entre 1 et 2 heures.</p>
<p><a name="Distribution_spatiale" id="Distribution_spatiale"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_%C3%A0_faible_masse_19f2.html" title="Modifier la section : Distribution spatiale">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Distribution spatiale</span></h2>
<p>Dans la plupart des cas, les binaires X à faible masse sont détectées dans notre propre <a href="../../../../articles/v/o/i/Voie_lact%C3%A9e.html" title="Voie lactée">Galaxie</a>. Certaines sont également détectées au sein des <a href="../../../../articles/a/m/a/Amas_globulaire.html" title="Amas globulaire">amas globulaires</a>. On observe que ce nombre est étonnamment élevé par rapport à l'étendue de la population stellaire de ces objets. Cet excès de binaires X s'explique par le fait que la densité d'étoiles au sein des amas globulaires est très élevée, et favorise la formation de systèmes binaires suffisamment serrés pour échanger de la masse.</p>
<p><a name="Courbe_de_lumi.C3.A8re" id="Courbe_de_lumi.C3.A8re"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_%C3%A0_faible_masse_19f2.html" title="Modifier la section : Courbe de lumière">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Courbe de lumière</span></h2>
<p>Le taux d'éclipses observé dans les binaires X à faible masse est faible. Dès <a href="../../../../articles/1/9/7/1979.html" title="1979">1979</a>, il fut réalisé que ceci était est incompatible avec le fait que le disque d'accrétion entourant l'objet compact est un disque fin<sup id="cite_ref-3" class="reference"><a href="#cite_note-3" title=""><span class="cite_crochet">[</span>4<span class="cite_crochet">]</span></a></sup>. Cela prouve que les disques d'accrétion des binaires X à faible masse sont des disques épais. Dans ce cas là, ces disques ont tendance à cacher l'objet compact central quand il est vu par la tranche, mais une émission X est néanmoins visible car elle est diffusée par l'environnement du disque, qui forme une <a href="../../../../articles/c/o/u/Couronne_solaire.html" title="Couronne solaire">couronne</a> photo-ionisée. Cette hypothèse a été pour la première fois proposée par l'<a href="../../../../articles/a/s/t/Astrophysicien.html" class="mw-redirect" title="Astrophysicien">astrophysicien</a> <a href="../../../../articles/i/s/r/Isra%C3%ABl.html" title="Israël">israëlien</a> <a href="../../../../articles/m/o/r/Mordehai_Milgrom_3e8b.html" title="Mordehai Milgrom">Mordehai Milgrom</a> en <a href="../../../../articles/1/9/7/1978.html" title="1978">1978</a><sup id="cite_ref-4" class="reference"><a href="#cite_note-4" title=""><span class="cite_crochet">[</span>5<span class="cite_crochet">]</span></a></sup>, puis confirmée trois ans plus tard par l'analyse de la <a href="../../../../articles/c/o/u/Courbe_de_lumi%C3%A8re.html" title="Courbe de lumière">courbe de lumière</a> de Sagittarius X-7 (V691 CrA)<sup id="cite_ref-5" class="reference"><a href="#cite_note-5" title=""><span class="cite_crochet">[</span>6<span class="cite_crochet">]</span></a></sup>.</p>
<p><a name=".C3.89volution_de_la_p.C3.A9riode_orbitale"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_%C3%A0_faible_masse_19f2.html" title="Modifier la section : Évolution de la période orbitale">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Évolution de la période orbitale</span></h2>
<p>La période orbitale d'une binaire X n'est en général pas constante : du fait de l'accrétion de matière, on observe un échange entre le <a href="../../../../articles/m/o/m/Moment_cin%C3%A9tique_orbital.html" title="Moment cinétique orbital">moment cinétique orbital</a> du système et le moment cinétique propre de ses composantes. La variation de la période orbitale de ces systèmes reste cependant difficile à mesurer. D'une part, elle varie relativement lentement à l'échelle humaine (le temps caractéristique de variation est de l'ordre du million d'années), d'autre part, l'émission X de ces systèmes est irrégulière du fait que le processus d'accrétion et celui de perte de masse de l'étoile compagnon sont intrinsèquement irréguliers. Plusieurs systèmes, comme <a href="../../../../articles/s/a/g/Sagittarius_X-4_9037.html" title="Sagittarius X-4">Sagittarius X-4</a>, Herculis X-1, UY Vol ou Sagittarius X-7 montrent une variation de leur période orbitale, soit une augmentation, soit une diminution, mais celles-ci ne sont pas toujours bien comprises.</p>
<p><a name="Voir_aussi" id="Voir_aussi"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_%C3%A0_faible_masse_19f2.html" title="Modifier la section : Voir aussi">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Voir aussi</span></h2>
<ul>
<li><a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_8474.html" title="Binaire X">Binaire X</a></li>
<li><a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_%C3%A0_forte_masse_6ca8.html" title="Binaire X à forte masse">Binaire X à forte masse</a></li>
<li><a href="../../../../articles/v/a/r/Variable_cataclysmique.html" title="Variable cataclysmique">Variable cataclysmique</a></li>
</ul>
<p><a name="R.C3.A9f.C3.A9rence" id="R.C3.A9f.C3.A9rence"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_%C3%A0_faible_masse_19f2.html" title="Modifier la section : Référence">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Référence</span></h2>
<ul>
<li><span style="cursor:help;font-family:monospace;font-weight:bold;font-size:small" title="Langue : anglais">(en)</span> Walter H. G. Levin, Jan van Paradijs & Edward P. G. van den Heuvel (éditeurs), <i>X-Ray Binaries</i>, <a href="../../../../articles/c/a/m/Cambridge_University_Press_6c23.html" title="Cambridge University Press">Cambridge University Press</a>, 1995, 664 pages <small>(<a href="../../../../articles/o/u/v/Special%7EOuvrages_de_r%C3%A9f%C3%A9rence_0521416841_1aa1.html" class="internal">ISBN 0521416841</a>)</small>.</li>
</ul>
<p><a name="Note" id="Note"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_%C3%A0_faible_masse_19f2.html" title="Modifier la section : Note">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Note</span></h2>
<div style="font-size: 85%">
<ol class="references">
<li id="cite_note-0"><span class="renvois_vers_le_texte"><a href="#cite_ref-0" title="">↑</a></span> Dans le cas où l'objet compact est une naine blanche, on ne parle plus de binaire X, mais de <a href="../../../../articles/v/a/r/Variable_cataclysmique.html" title="Variable cataclysmique">variable cataclysmique</a>.</li>
<li id="cite_note-1"><span class="renvois_vers_le_texte"><a href="#cite_ref-1" title="">↑</a></span> Une exception à cette règle existe avec Cygnus X-3, dont la période de révolution est de 4,8 heures mais dont le compagnon est une <a href="../../../../articles/%C3%A9/t/o/%C3%89toile_Wolf-Rayet_4559.html" title="Étoile Wolf-Rayet">étoile Wolf-Rayet</a>.</li>
<li id="cite_note-2"><span class="renvois_vers_le_texte"><a href="#cite_ref-2" title="">↑</a></span> Voir par exemple cours d'Éric Gourgoulhon, « Objets compacts » <a href="http://www.luth.obspm.fr/%7Eluthier/gourgoulhon/fr/master/obj_compacts.pdf" class="external text" title="http://www.luth.obspm.fr/%7Eluthier/gourgoulhon/fr/master/obj_compacts.pdf" rel="nofollow">Voir en ligne</a>.</li>
<li id="cite_note-3"><span class="renvois_vers_le_texte"><a href="#cite_ref-3" title="">↑</a></span> <span style="cursor:help;font-family:monospace;font-weight:bold;font-size:small" title="Langue : anglais">(en)</span> P. C. Joss & S. Rappaport, <i>Highly compact binary X-ray sources</i>, <i><a href="../../../../articles/a/s/t/Astronomy_%26_Astrophysics_59a7.html" class="mw-redirect" title="Astronomy & Astrophysics">Astronomy & Astrophysics</a></i>, <b>71</b>, 217-220 (1979) <a href="http://adsabs.harvard.edu/abs/1979A%26A....71..217J" class="external text" title="http://adsabs.harvard.edu/abs/1979A%26A....71..217J" rel="nofollow">Voir en ligne</a>.</li>
<li id="cite_note-4"><span class="renvois_vers_le_texte"><a href="#cite_ref-4" title="">↑</a></span> <span style="cursor:help;font-family:monospace;font-weight:bold;font-size:small" title="Langue : anglais">(en)</span> <a href="../../../../articles/m/o/r/Mordehai_Milgrom_3e8b.html" title="Mordehai Milgrom">Mordehai Milgrom</a>, <i>On the nature of the galactic bulge X-ray sources</i>, <i><a href="../../../../articles/a/s/t/Astronomy_%26_Astrophysics_59a7.html" class="mw-redirect" title="Astronomy & Astrophysics">Astronomy & Astrophysics</a></i>, <b>67</b>, L25-L28 (1978) <a href="http://adsabs.harvard.edu/abs/1978A%26A....67L..25M" class="external text" title="http://adsabs.harvard.edu/abs/1978A%26A....67L..25M" rel="nofollow">Voir en ligne</a>.</li>
<li id="cite_note-5"><span class="renvois_vers_le_texte"><a href="#cite_ref-5" title="">↑</a></span> <span style="cursor:help;font-family:monospace;font-weight:bold;font-size:small" title="Langue : anglais">(en)</span> N. E. White <i>et al.</i>, <i>A 5.57 hour modulation of the X-ray flux from 4U 1822-37</i>, <i><a href="../../../../articles/a/s/t/Astrophysical_Journal_38da.html" title="Astrophysical Journal">Astrophysical Journal</a></i>, <b>247</b>, 994-1002 (1981) <a href="http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1981ApJ...247..994W&db_key=AST&nosetcookie=1" class="external text" title="http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1981ApJ...247..994W&db_key=AST&nosetcookie=1" rel="nofollow">Voir en ligne</a>.</li>
</ol>
</div>
<ul id="bandeau-portail" class="bandeau-portail">
<li><span class="bandeau-portail-element"><span class="bandeau-portail-icone"><a href="../../../../articles/c/e/l/Image%7ECelestia.png_c7f0.html" class="image" title="Icône du portail de l’astronomie"><img alt="Icône du portail de l’astronomie" src="../../../../images/shared/thumb/8/83/Celestia.png/24px-Celestia.png" width="24" height="24" border="0" /></a></span> <span class="bandeau-portail-texte"><a href="../../../../articles/a/s/t/Portail%7EAstronomie_c476.html" title="Portail:Astronomie">Portail de l’astronomie</a></span></span></li>
</ul>
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class="selected" ><a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_%C3%A0_faible_masse_19f2.html">Article</a></li><li id="ca-talk"
class="new" ><a href="../../../../articles/b/i/n/Discuter%7EBinaire_X_%C3%A0_faible_masse_c331.html">Discussion</a></li><li id="ca-current"
><a href="http://fr.wikipedia.org/wiki/Binaire_X_%C3%A0_faible_masse">Version actuelle</a></li> </ul>
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<h5>Autres langues</h5>
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