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 - Wikipédia</title>
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<div id="column-content">
<div id="content">
<a name="top" id="contentTop"></a>
<h1 class="firstHeading">Binaire X</h1>
<div id="bodyContent">
<h3 id="siteSub">Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.</h3>
<div id="contentSub"></div>
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<div class="thumb tright">
<div class="thumbinner" style="width:252px;"><a href="../../../../articles/a/c/c/Image%7EAccretion_disk.jpg_dbf9.html" class="image" title="Le microquasar GRO J1655-40, vue d'artiste (ESA/NASA)"><img alt="Le microquasar GRO J1655-40, vue d'artiste (ESA/NASA)" src="../../../../images/shared/thumb/2/2a/Accretion_disk.jpg/250px-Accretion_disk.jpg" width="250" height="200" border="0" class="thumbimage" /></a>
<div class="thumbcaption">
<div class="magnify"><a href="../../../../articles/a/c/c/Image%7EAccretion_disk.jpg_dbf9.html" class="internal" title="Agrandir"><img src="../../../../skins/common/images/magnify-clip.png" width="15" height="11" alt="" /></a></div>
Le microquasar GRO J1655-40, vue d'artiste (ESA/NASA)</div>
</div>
</div>
<p>Une <b>binaire X</b> est formée d'une étoile « normale » <a href="../../../../articles/o/r/b/Orbite.html" title="Orbite">orbitant</a> autour d'une <a href="../../../../articles/%C3%A9/t/o/%C3%89toile_%C3%A0_neutrons.html" title="Étoile à neutrons">étoile à neutrons</a> ou d'un <a href="../../../../articles/t/r/o/Trou_noir.html" title="Trou noir">trou noir</a> avec une courte période. Le <a href="../../../../articles/r/a/y/Rayon_X_5c8f.html" title="Rayon X">rayonnement X</a> provient de l'énorme quantité d'énergie dégagée par l'<a href="../../../../articles/d/i/s/Disque_d%27accr%C3%A9tion.html" title="Disque d'accrétion">accrétion</a> de la matière de l'étoile autour de l'objet compact.</p>
<table id="toc" class="toc" summary="Sommaire">
<tr>
<td>
<div id="toctitle">
<h2>Sommaire</h2>
</div>
<ul>
<li class="toclevel-1"><a href="#Sc.C3.A9nario_de_formation"><span class="tocnumber">1</span> <span class="toctext">Scénario de formation</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#Historique"><span class="tocnumber">2</span> <span class="toctext">Historique</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#D.C3.A9signation"><span class="tocnumber">3</span> <span class="toctext">Désignation</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#Classification"><span class="tocnumber">4</span> <span class="toctext">Classification</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#Masses_et_luminosit.C3.A9s"><span class="tocnumber">5</span> <span class="toctext">Masses et luminosités</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#Instruments_d.27observation"><span class="tocnumber">6</span> <span class="toctext">Instruments d'observation</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#Bibliographie"><span class="tocnumber">7</span> <span class="toctext">Bibliographie</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#Voir_aussi"><span class="tocnumber">8</span> <span class="toctext">Voir aussi</span></a>
<ul>
<li class="toclevel-2"><a href="#Liens_internes"><span class="tocnumber">8.1</span> <span class="toctext">Liens internes</span></a></li>
<li class="toclevel-2"><a href="#Liens_externes"><span class="tocnumber">8.2</span> <span class="toctext">Liens externes</span></a></li>
</ul>
</li>
</ul>
</td>
</tr>
</table>
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</script>
<p><a name="Sc.C3.A9nario_de_formation" id="Sc.C3.A9nario_de_formation"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_8474.html" title="Modifier la section : Scénario de formation">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Scénario de formation</span></h2>
<p>Un scénario simplifié de la formation d'une binaire X massive est le suivant (Tauris & van den Heuvel 2003) : deux étoiles massives (> 12 <a href="../../../../articles/m/a/s/Masse_solaire.html" title="Masse solaire">masses solaires</a>) arrivent sur la <a href="../../../../articles/s/%C3%A9/q/S%C3%A9quence_principale.html" class="mw-redirect" title="Séquence principale">séquence principale</a> ; une dizaine de millions d'années plus tard environ, la plus massive est passée la première au stade de <a href="../../../../articles/s/u/p/Superg%C3%A9ante.html" title="Supergéante">supergéante</a> rouge et son enveloppe remplit le <a href="../../../../articles/l/o/b/Lobe_de_Roche_a51b.html" title="Lobe de Roche">lobe de Roche</a>, commençant le transfert de masse vers le compagnon. Plus tard, n'ayant conservé que son enveloppe d'<a href="../../../../articles/h/%C3%A9/l/H%C3%A9lium.html" title="Hélium">hélium</a>, l'étoile explose en <a href="../../../../articles/s/u/p/Supernova.html" title="Supernova">supernova</a>, le cœur s'effondre, la transformant en étoile à neutrons. Le compagnon devenu à son tour supergéante rouge transfère alors sa masse à l'étoile à neutron, et on observe une binaire X. L'histoire ne s'arrêtera pas là : après un épisode où les deux objets auront une enveloppe commune, la secondaire explosera à son tour, pouvant laisser finalement un couple de <a href="../../../../articles/p/u/l/Pulsar.html" title="Pulsar">pulsars</a>.</p>
<p><a name="Historique" id="Historique"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_8474.html" title="Modifier la section : Historique">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Historique</span></h2>
<p>Les binaires X ont un historique très récent, comparé à celui des autres <a href="../../../../articles/%C3%A9/t/o/%C3%89toile_double.html" class="mw-redirect" title="Étoile double">étoiles doubles</a>, et cette histoire suit celle de l'astronomie X en général : l'atmosphère absorbant les rayons X - une chance pour les organismes vivants -, l'astronomie X ne pouvait décoller en pratique qu'avec l'entrée dans l'ère spatiale.</p>
<p>L'histoire commence précisément avec une fusée Aerobee 150 lancée par l'<a href="../../../../articles/u/n/i/United_States_Air_Force_81b3.html" title="United States Air Force">USAF</a> depuis <a href="../../../../articles/w/h/i/White_Sands_b3e4.html" title="White Sands">White Sands</a> le <a href="../../../../articles/1/9/_/19_juin.html" title="19 juin">19</a> <a href="../../../../articles/j/u/i/Juin.html" title="Juin">juin</a> <a href="../../../../articles/1/9/6/1962.html" title="1962">1962</a> à 6h59 GMT avec une durée de vol utile de six minutes jusqu'à un <a href="../../../../articles/a/p/o/Apog%C3%A9e.html" title="Apogée">apogée</a> de <span style="whitespace:nowrap">224 km</span>. En utilisant des <a href="../../../../articles/c/o/m/Compteur_Geiger_cee1.html" title="Compteur Geiger">compteurs Geiger</a> installés dans le nez de la fusée, l'équipe de <a href="../../../../articles/r/i/c/Riccardo_Giacconi_adea.html" title="Riccardo Giacconi">Riccardo Giacconi</a> allait découvrir la source de rayons X la plus brillante du ciel après le Soleil, <a href="../../../../articles/s/c/o/Scorpius_X-1_d047.html" title="Scorpius X-1">Scorpius X-1</a> (Giaconni et al. 1962). Pour en faire la première binaire X connue, il fallut un peu plus de temps. D'abord parce que la localisation imprécise (Scorpius X-1 est située en direction du centre galactique à environ <span style="whitespace:nowrap">2,8 kpc</span>) nécessita d'attendre <a href="../../../../articles/1/9/6/1966.html" title="1966">1966</a> pour trouver sa contrepartie optique, ensuite parce qu'il fallait mettre en évidence le mouvement orbital. En 1966, Zeldovich & Guseynov notaient que « le mouvement du gaz dans le champ gravitationnel d'une étoile effondrée pouvait produire des rayons X ». Mais, dans l'hypothèse binaire X, qu'un couple puisse survivre à l'explosion en supernova de l'une des composantes était néanmoins surprenant, et ne fut expliqué par l'effet d'un transfert de masse préalable qu'au début des <a href="../../../../articles/a/n/n/Ann%C3%A9es_1970.html" title="Années 1970">années 70</a>. On estime maintenant que Scorpius X-1 est une binaire X de faible masse (0,42 masse solaire pour l'étoile), orbitant une étoile à neutrons (1,4 masse solaire) avec une période de 18,9 heures (Steegs & Casares 2002).</p>
<p>Les vols de fusées Aerobee suivants allaient permettre d'augmenter peu à peu le nombre de sources X connues, en particulier <a href="../../../../articles/c/y/g/Cygnus_X-1_e637.html" title="Cygnus X-1">Cygnus X-1</a> (Bowyer et al. 1965), une binaire X distante de 2,5 kpc. Elle est maintenant connue comme formée de la <a href="../../../../articles/s/u/p/Superg%C3%A9ante.html" title="Supergéante">supergéante</a> O9.7 Iab HDE 226868 d'environ 20 masses solaires orbitant un objet compact avec une période de 5,6 jours, sans doute un <a href="../../../../articles/t/r/o/Trou_noir.html" title="Trou noir">trou noir</a> puisque sa masse semble se trouver autour de 10 masses solaires (Herrero et al. 1995).</p>
<p>Les connaissances allaient encore pouvoir progresser avec l'avènement de l'ère des satellites X, offrant une plus longue durée d'observation, une plus large couverture spectrale, différents instruments et une meilleure résolution angulaire. Hercules X-1 est une binaire X, détectée avec le premier satellite dédié à l'astronomie X, <a href="../../../../articles/u/h/u/Uhuru_%28satellite%29.html" title="Uhuru (satellite)">Uhuru</a>, en 1971. Elle est constituée d'une étoile à neutron en rotation avec une période de <span style="whitespace:nowrap">1,24 s</span> orbitant un compagnon stellaire avec une période de 1,7 jours. La présence d'éclipses prouva alors de manière indubitable le caractère binaire de cet objet.</p>
<p>Plusieurs autres satellites ont ensuite été lancés (par ex. <a href="../../../../articles/r/o/s/ROSAT_f64c.html" class="mw-redirect" title="ROSAT">ROSAT</a>, <a href="../../../../articles/x/m/m/XMM-Newton_7c4f.html" title="XMM-Newton">XMM-Newton</a>, <a href="../../../../articles/c/h/a/Chandra.html" class="mw-redirect" title="Chandra">Chandra</a>) : on connaît maintenant environ 175 binaires X, dont des données complémentaires sont acquises au sol. Les binaires X sont un sujet de recherche très actif : véritables laboratoires de <a href="../../../../articles/a/s/t/Astrophysique_des_hautes_%C3%A9nergies.html" title="Astrophysique des hautes énergies">physique de hautes énergies</a>, elles révèlent le comportement dans des conditions physiques extrêmes (<a href="../../../../articles/m/a/t/Mati%C3%A8re_d%C3%A9g%C3%A9n%C3%A9r%C3%A9e.html" title="Matière dégénérée">matière dégénérée</a>, très forts champs magnétiques, comportement relativiste) de couples stellaires serrés.</p>
<p><a name="D.C3.A9signation" id="D.C3.A9signation"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_8474.html" title="Modifier la section : Désignation">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Désignation</span></h2>
<p>Comme pour les autres étoiles, les binaires X peuvent avoir différentes désignations :</p>
<ul>
<li>les premières ont été notées sous la forme <i>Constellation</i> X-<i>nombre</i> (par ex. Cyg X-1) ;</li>
<li>sinon c'est le nom dans un des catalogues dans lequel elles sont répertoriées. Pour Uhuru : <i>n</i>U <i>HHmm</i>+<i>DDd</i> (par ex. 4U 0114+65) ; pour <a href="../../../../articles/r/o/s/ROSAT_f64c.html" class="mw-redirect" title="ROSAT">ROSAT</a> : RX JHHMMSS.s+DDMMSS ou RX JHHMM.m+DDMM ou RX JHHMMSS+DDMMm, etc. ;</li>
<li>naturellement, les sources associées à des contreparties optiques héritent de toutes les désignations déjà connues (4U 0114+65 = V* V662 Cas = HIP 6081 = 1XRS 01147+650 = ...).</li>
</ul>
<p><a name="Classification" id="Classification"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_8474.html" title="Modifier la section : Classification">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Classification</span></h2>
<p>En dehors du type de l'objet compact primaire (étoile à neutrons / trou noir), la principale classification observationnelle est basée sur la masse du compagnon stellaire, telle qu'on peut l'estimer soit par la fonction de masse mesurée, soit via le type spectral du compagnon, soit par similarité du rayonnement X avec un autre couple connu :</p>
<ul>
<li>si l'étoile « normale » est de masse comparable ou plus petite que celle du soleil, on parle 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> (low-mass X-ray binary, LMXB). On les trouve préférentiellement dans le bulbe galactique et dans des <a href="../../../../articles/a/m/a/Amas_globulaire.html" title="Amas globulaire">amas globulaires</a> ;</li>
<li>si l'étoile a une masse supérieure à 5 masses solaires environ, on on parle 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> (high-mass X-ray binary, HMXB). Population plus jeune, on les trouve dans les <a href="../../../../articles/b/r/a/Bras_spiral.html" title="Bras spiral">bras spiraux</a>. Les périodes orbitales sont plutôt longues (1-200 jours).</li>
</ul>
<p>On rencontre également les types suivants :</p>
<ul>
<li>sursauts X : dont l'origine pourrait provenir d'explosions thermonucléaires sur la surface de l’objet compact, montrant que l'on a affaire à une étoile à neutrons et non à un trou noir</li>
<li>nova X ou <i>sources transitoires X molles</i> (SXT) : le nom provient du fait que la courbe de lumière est similaire à celle d'une <a href="../../../../articles/n/o/v/Nova.html" title="Nova">nova</a> dans le domaine optique, avec des longues phases calmes entrecoupées de phases actives ;</li>
<li><a href="../../../../articles/m/i/c/Microquasar.html" title="Microquasar">microquasar</a> : on observe des jets de matière éjectés à une vitesse proche de celle de la lumière.</li>
</ul>
<p><a name="Masses_et_luminosit.C3.A9s" id="Masses_et_luminosit.C3.A9s"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_8474.html" title="Modifier la section : Masses et luminosités">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Masses et luminosités</span></h2>
<p>Les masses ou fonctions de masses peuvent éventuellement être calculées de plusieurs manières différentes suivant les caractéristiques de la binaire X :</p>
<ul>
<li>pour les sources émettant un signal périodique, cf. <a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_TTL_be88.html" title="Binaire TTL">binaire TTL</a> quant à la manière d'obtenir une indication de la masse. C'est le cas par exemple des étoiles à neutrons dont l'axe magnétique n'est pas aligné avec l'axe de rotation, causant une modulation périodique dans l'observation du flux X ;</li>
<li>pour les autres, la spectroscopie dans l'optique ou l'infrarouge peut permettre d'obtenir la vitesse radiale, et c'est le cas de Cygnus X-1 (Steegs and Casares 2002), voir <a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_spectroscopique.html" title="Binaire spectroscopique">binaire spectroscopique</a> pour la méthode permettant d'obtenir une estimation de la masse ;</li>
<li>quand la période orbitale est courte, la probabilité que l'on puisse observer des éclipses est augmentée, voir <a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_%C3%A0_%C3%A9clipses.html" title="Binaire à éclipses">binaire à éclipses</a>.</li>
</ul>
<p>Les estimations de la masse sont néanmoins plus compliquées que pour les binaires normales (corrections relativistes, changements de période, etc). Ces déterminations de masse sont cependant importantes car elles fournissent une des seules méthodes pour peser un trou noir stellaire.</p>
<p>Dans le cadre d'une LMXB, la luminosité d'accrétion est <img class="tex" alt="G M_1 \dot M / R_1 \sim 0,\!1 \dot M c^2" src="../../../../math/e/4/6/e460381c28f8de52785fe70f666d6996.png" /> où <i>M</i><small style="line-height:1.5em;font-size:80%"><sub>1</sub></small> <i>R</i><small style="line-height:1.5em;font-size:80%"><sub>1</sub></small> sont les masse et rayon de l'objet compact et <img class="tex" alt="\dot M" src="../../../../math/d/7/c/d7cf9b10b45ab13e8c241d58a9b3c1cf.png" /> le taux d'accrétion (Hameury 2001) ; la luminosité dans le visible est 100 à 10 000 fois plus petite qu'en X.</p>
<p>Certaines des binaires X peuvent atteindre la <a href="../../../../articles/l/u/m/Luminosit%C3%A9_d%27Eddington_4f7f.html" class="mw-redirect" title="Luminosité d'Eddington">luminosité d'Eddington</a>, valeur limite à laquelle la pression de radiation limite l'accrétion de matière pour une étoile d'une masse solaire.</p>
<p><a name="Instruments_d.27observation" id="Instruments_d.27observation"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_8474.html" title="Modifier la section : Instruments d'observation">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Instruments d'observation</span></h2>
<ul>
<li>Des fusées comme l'Aerobee 150 ont d'abord été utilisées. Des ballons, offrant une plus longue durée d'observation, ont ensuite servi dans les années 70.</li>
<li>Les satellites comme <a href="../../../../articles/u/h/u/UHURU_df44.html" class="mw-redirect" title="UHURU">UHURU</a> (1970), <a href="../../../../articles/h/e/a/HEAO-2_d54e.html" title="HEAO-2">Einstein</a> (1978), <a href="../../../../articles/r/o/s/ROSAT_f64c.html" class="mw-redirect" title="ROSAT">ROSAT</a> (1990), <a href="../../../../articles/a/s/t/ASTRO-D_e2af.html" class="mw-redirect" title="ASTRO-D">ASCA</a> (1993), <a href="../../../../articles/r/o/s/Rossi_X-ray_Timing_Explorer_7838.html" title="Rossi X-ray Timing Explorer">RXTE</a> (1995), <a href="../../../../articles/x/m/m/XMM-Newton_7c4f.html" title="XMM-Newton">XMM-Newton</a> (1999), <a href="../../../../articles/c/h/a/Chandra.html" class="mw-redirect" title="Chandra">Chandra</a> (1999) ont pu ou peuvent observer sur un large spectre et pendant un temps beaucoup plus long.</li>
</ul>
<p><a name="Bibliographie" id="Bibliographie"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_8474.html" title="Modifier la section : Bibliographie">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Bibliographie</span></h2>
<ul>
<li>Bowyer, S., Byram, E. T., Chubb, T. A., Friedman, M., 1965, Science, 147, 394</li>
<li><a href="http://www.astronautix.com/lvs/aeree150.htm" class="external text" title="http://www.astronautix.com/lvs/aeree150.htm" rel="nofollow">Encyclopedia Astronautica</a>: Aerobee 150</li>
<li>Giacconi R., Gursky H., Paolini F. R., <i>Evidence for X rays from sources outside the solar system</i>, Physical Review Letters, 9, 1962, p. 432</li>
<li>Hameury J-M., <i>Binaires semi-détachées : taxonomie</i>, Ecole de Goutelas #23, 2000, <a href="http://astro.u-strasbg.fr/goutelas/g2000/binaire.pdf" class="external autonumber" title="http://astro.u-strasbg.fr/goutelas/g2000/binaire.pdf" rel="nofollow">[1]</a></li>
<li>Herrero et al., <i>A spectroscopic analysis of HDE 226868 and the mass of Cygnus X-1</i>, Astronomy and Astrophysics, 297, 1995, p.556</li>
<li>Steeghs D. and Casares J., <i>The Mass Donor of Scorpius X-1 Revealed</i>, Astrophysical Journal, 568, 2002, p. 273</li>
<li>Zeldovich Ya. B., Guseynov O. H., <i>Collapsed Stars in Binaries</i>, Astrophysical Journal, 144, 1966, p.840</li>
</ul>
<p>Ouvrages généraux:</p>
<ul>
<li>Tauris T. M., van den Heuvel E., <i>Formation and Evolution of Compact Stellar X-ray Sources</i> dans Compact Stellar X-Ray Sources, Cambridge University Press, 2006, <a href="../../../../articles/o/u/v/Special%7EOuvrages_de_r%C3%A9f%C3%A9rence_0521826594_c1ce.html" class="internal">ISBN 0521826594</a>, astro-ph/0303456 (2003)</li>
<li>X-ray Binaries, édité par Lewin Walter H. G., van Paradijs Jan et van den Heuvel Edward P. J. , Cambridge University Press, Janvier 1997, <a href="../../../../articles/o/u/v/Special%7EOuvrages_de_r%C3%A9f%C3%A9rence_0521599342_5642.html" class="internal">ISBN 0521599342</a></li>
<li><a href="../../../../../en/articles/x/-/r/X-ray_binary.html" class="extiw" title="en:X-ray_binary">en:X-ray binary</a></li>
<li><a href="http://eaa.iop.org" class="external text" title="http://eaa.iop.org" rel="nofollow">Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics</a>: X-Ray Astronomy, X-Ray Binary Stars</li>
</ul>
<p><a name="Voir_aussi" id="Voir_aussi"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_8474.html" title="Modifier la section : Voir aussi">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Voir aussi</span></h2>
<p><a name="Liens_internes" id="Liens_internes"></a></p>
<h3><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_X_8474.html" title="Modifier la section : Liens internes">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Liens internes</span></h3>
<ul>
<li><a href="../../../../articles/r/a/y/Rayon_X_5c8f.html" title="Rayon X">Rayons X</a></li>
<li><a href="../../../../articles/n/a/i/Naissance_des_%C3%A9toiles.html" title="Naissance des étoiles">Naissance des étoiles</a>, <a href="../../../../articles/%C3%A9/v/o/%C3%89volution_des_%C3%A9toiles.html" title="Évolution des étoiles">Évolution des étoiles</a>, <a href="../../../../articles/f/o/r/Formation_des_trous_noirs.html" class="mw-redirect" title="Formation des trous noirs">Formation des trous noirs</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/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>Nova X</li>
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<li><a href="http://dphs10.saclay.cea.fr/Sap/Activites/Science/Compact/Microquasars/index.html" class="external text" title="http://dphs10.saclay.cea.fr/Sap/Activites/Science/Compact/Microquasars/index.html" rel="nofollow">Microquasars (</a><a href="../../../../articles/c/o/m/Commissariat_%C3%A0_l%27%C3%A9nergie_atomique.html" title="Commissariat à l'énergie atomique">CEA</a>)</li>
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