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 forte masse - Wikipédia</title>
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<h1 class="firstHeading">Binaire X à forte masse</h1>
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<h3 id="siteSub">Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.</h3>
<div id="contentSub"></div>
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<p>Une <b>binaire X à forte masse</b>, ou <b>HMXB</b> (de l'<a href="../../../../articles/a/n/g/Anglais.html" title="Anglais">anglais</a> <i>High 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 qu'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_stellaire.html" title="Trou noir stellaire">trou noir stellaire</a> et l'autre une étoile de masse « élevée ». Il s'agit d'une étoile dont le <a href="../../../../articles/t/y/p/Type_spectral.html" title="Type spectral">type spectral</a> est O ou B (éventuellement A), ou une <a href="../../../../articles/%C3%A9/t/o/%C3%89toile_Wolf-Rayet_4559.html" title="Étoile Wolf-Rayet">étoile Wolf-Rayet</a>. Le terme de binaire X à forte masse s'oppose bien sûr à celui de <a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_%C3%A0_faible_masse_19f2.html" title="Binaire X à faible masse">binaire X à faible masse</a>, dont l'étoile est, elle, de type spectral F, G, K, M (éventuellement A), voire une <a href="../../../../articles/n/a/i/Naine_blanche.html" title="Naine blanche">naine blanche</a>, et donc moins massive. Dans le cas où l'objet compact est une <a href="../../../../articles/n/a/i/Naine_blanche.html" title="Naine blanche">naine blanche</a>, on ne parle plus de binaire X, mais de <a href="../../../../articles/v/a/r/Variable_cataclysmique.html" title="Variable cataclysmique">variable cataclysmique</a>. Le rayonnement X émis par ces objets 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><a href="../../../../articles/c/y/g/Cygnus_X-1_e637.html" title="Cygnus X-1">Cygnus X-1</a>, un système binaire contenant très probablement un <a href="../../../../articles/t/r/o/Trou_noir.html" title="Trou noir">trou noir</a> comme objet compact, est un exemple de binaire X à forte 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="#P.C3.A9riode_orbitale"><span class="tocnumber">2</span> <span class="toctext">Période orbitale</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#Caract.C3.A9ristique_du_pulsar_.C3.A9ventuel"><span class="tocnumber">3</span> <span class="toctext">Caractéristique du pulsar éventuel</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#Voir_aussi"><span class="tocnumber">4</span> <span class="toctext">Voir aussi</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#R.C3.A9f.C3.A9rence"><span class="tocnumber">5</span> <span class="toctext">Référence</span></a></li>
</ul>
</td>
</tr>
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<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_forte_masse_6ca8.html" title="Modifier la section : Caractérisation">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Caractérisation</span></h2>
<p>Identifier une binaire X à forte 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 à forte masse, sont présentes. Elles incluent :</p>
<ul>
<li>Des pulsations issues de l'étoile à neutrons vue comme un <a href="../../../../articles/p/u/l/Pulsar.html" title="Pulsar">pulsar</a> ;</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 dur, avec un <a href="../../../../articles/i/n/d/Indice_spectral.html" title="Indice spectral">indice spectral</a> compris entre 0 et 1 ;</li>
<li>Des sursauts transitoires ;</li>
<li>Des phénomènes d'absorption à grande variabilité à des échelles de l'ordre de quelques minutes.</li>
</ul>
<p>Les binaires X à forte masse sont en général plus faciles à identifier optiquement que les binaires X à faible masse, car l'étoile compagnon est bien plus lumineuse. Un critère d'exclusion est parfois utilisé, à savoir que la <a href="../../../../articles/p/%C3%A9/r/P%C3%A9riode_orbitale.html" title="Période orbitale">période orbitale</a> du système doit être supérieure à 12 heures, condition nécessaire pour qu'un objet compact puisse orbiter autour d'une étoile de cette taille (une orbite plus resserrée amènerait l'objet compact dans l'étoile ; ce genre de configuration peut très bien se produire (voir par exemple <a href="../../../../articles/o/b/j/Objet_de_Thorne-Zytkow_6ba9.html" title="Objet de Thorne-Zytkow">Objet de Thorne-Zytkow</a>), mais aurait des caractéristiques observationnelles radicalement différentes). Il existe cependant une exception à ce critère d'exclusion, à savoir le système Cygnus X-3, doté d'une période orbitale de 4,8 heures, l'étoile compagnon étant une Wolf-Rayet.</p>
<p><a name="P.C3.A9riode_orbitale" id="P.C3.A9riode_orbitale"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_%C3%A0_forte_masse_6ca8.html" title="Modifier la section : Période orbitale">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Période orbitale</span></h2>
<p>Les binaires X à forte masse ont des périodes orbitales s'étalant d'un jour et demi à plusieurs mois (le cas Cygnus X-3 mis à part, celui ayant une période de 4,8 heures).</p>
<p>On distingue deux populations parmi les binaires X à forte masse :</p>
<ul>
<li>La plupart des systèmes dont l'étoile est une <a href="../../../../articles/s/u/p/Superg%C3%A9ante.html" title="Supergéante">supergéante</a> (type spectral O ou B) ont une période inférieure à 15 jours. Ils présentent un phénomène d'<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_%C3%A0_%C3%A9clipses.html" title="Binaire à éclipses">éclipses</a>, signe de la petitesse de la taille de l'orbite comparée à la taille de l'étoile compagnon, et de fort phénomène d'absorption avec une grande variabilité sur des échelles de temps très courtes, conséquence de l'hétérogénéité du <a href="../../../../articles/v/e/n/Vent_stellaire.html" class="mw-redirect" title="Vent stellaire">vent stellaire</a> émis par l'étoile. Leur <a href="../../../../articles/o/r/b/Orbite.html" title="Orbite">orbite</a> est en générale assez <a href="../../../../articles/e/x/c/Excentricit%C3%A9_orbitale.html" title="Excentricité orbitale">excentrique</a> ;</li>
<li>Ceux dont l'étoile est une <a href="../../../../articles/%C3%A9/t/o/%C3%89toile_Be_de21.html" title="Étoile Be">étoile Be</a> ont une période orbitale supérieure à 15 jours. Leur orbite est beaucoup plus circulaire.</li>
</ul>
<p>Dans certains cas, on observe une évolution temporelle de la période orbitale. C'est le cas pour SMC X-1 et Centaurus X-3, dont la période orbitale décroît avec un temps caractéristique de quelques centaines de milliers d'années.</p>
<p><a name="Caract.C3.A9ristique_du_pulsar_.C3.A9ventuel" id="Caract.C3.A9ristique_du_pulsar_.C3.A9ventuel"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_%C3%A0_forte_masse_6ca8.html" title="Modifier la section : Caractéristique du pulsar éventuel">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Caractéristique du pulsar éventuel</span></h2>
<p>Dans le cas où l'objet compact est une <a href="../../../../articles/%C3%A9/t/o/%C3%89toile_%C3%A0_neutrons.html" title="Étoile à neutrons">étoile à neutrons</a> vue sous la forme d'un <a href="../../../../articles/p/u/l/Pulsar.html" title="Pulsar">pulsar</a> (en l'occurrence un <a href="../../../../articles/p/u/l/Pulsar_X_af9b.html" title="Pulsar X">pulsar X</a>), La distribution des <a href="../../../../articles/p/%C3%A9/r/P%C3%A9riode_de_rotation.html" title="Période de rotation">périodes de rotation</a> est extrêmement étalée, allant de quelques centièmes de seconde (0,069 s pour 1A 0538-66), jusqu'à plus de dix minutes (835 secondes pour X Persei). Les pulsars détectés dans des systèmes comprenant une étoile Be montrent une proportionnalité entre période de rotation et période orbitale.</p>
<p>L'évolution de la période de rotation des pulsars est très variable d'un système à l'autre : on observe un phénomène de diminution linéaire de la période de rotation, avec des fluctuations autour de cette tendance générale (Centaurus X-3, <i>P</i>=4,825 s, et Herculis X-1, <i>P</i>=1,22779 s), des systèmes où la période diminue et augmente de façon erratique (<a href="../../../../articles/v/e/l/Vela_X-1_411f.html" title="Vela X-1">Vela X-1</a>, <i>P</i>=282,7 s), et des systèmes où elle présente une tendance régulière à augmenter.</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_forte_masse_6ca8.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_faible_masse_19f2.html" title="Binaire X à faible masse">Binaire X à faible masse</a></li>
<li><a href="../../../../articles/p/u/l/Pulsar_X_af9b.html" title="Pulsar X">Pulsar X</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_forte_masse_6ca8.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>
<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>
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