Post on 03-Apr-2015
Observations des sources X faibles des amas globulaires avec
l’observatoire XMM-Newton
Natalie Webb, Toulouse
Mathieu Servillat, Didier Barret, CESR, Toulouse
Les amas globulaires
N.A.Sharp/REU program/AURA/NOAO/NSF
- Groupe dense d’étoiles âgées
- Effondrement de l’amas prédit sur l’échelle de temps thermique
Les binaires serrées : - peuvent être responsables du retard de l’effondrement - sont difficiles à détecter à cause de la densité stellaire
Deux types de sources X :• Sources X fortes (Lx > 1036 ergs s-1) – binaires X
• Sources X faibles (Lx < 1034.5 ergs s-1)- binaires X
- variables cataclysmiques
- binaires RS CVn
- pulsars millisecondes
- sources d’avant et d’arrière plan
Caméras:2 x MOS (0.1-12.0 keV)1 x PN (0.1-15.0 keV)2 x RGS (0.33-2.5 keV)1 x OM (optique/UV)
XMM-Newton
Les amas globulaires:- grands cœurs- proches- faible absorption
M 13
(Latimer & Prakash, 2001)
(Gendre, Barret & Webb, 2003b)
1) Nature des sourcesBinaires X de faible masse avec une étoileà neutrons
T = 76±3 eV
R = 12.8±0.4 km
Avec une masse de 1.4Msolaire
Equation d’état
Variables cataclysmiques
Webb et al. (2004 & en prép.)
Vitesse radiale de l’amas
Période (possible) dans le spectre de puissance des données X de0.203 jours (~2)
Données optiqueempilées sur cette période de 0.203 j.
Important pourdéterminer le tauxd’accrétion
Vit
esse
rad
iale
(Gendre, Barret & Webb, 2003a)
cen
Binaires actives
Pulsars millisecondes (MSPs)
M 55
(Webb, Wheatley, Barret 2006)
MEKAL, z=0.10±0.02R= 0.2-0.4MpckT=2.25±0.21 keVAbondance= 0.44±0.18 Asolar
Lbol=5.4x1042erg s-1
Amas de galaxies
M 22
Sources extra-galactiques
(Webb et al. 2004)
~100 binaires X avec une étoile à neutrons dans les amas globulairesgalactique (Pooley et al. 2003)
(Gendre, Barret & Webb, 2003b)
L’amas globulaires le plus massif de la Galaxie
Etude optique indique deux populations stellaires
Beaucoup de sources en dehors du rayon de demi-masse
dislocation de l’amas/ accrétion d’un système stellaire
(Gendre, Barret & Webb, 2003a; Webb, Wheatley, Barret, 2006)
Cen
NGC 3201 : Mouvement rétrograde Structure dans les vitesses des étoiles Excès de sources X Sources centrées mais jusqu’au grand r Disloqué ??
Sommaire
• Les sources X faibles des amas globulaires sont des binaires variées (et des sources d’avant et d’arrière plan)
• Confirmation d’une binaire X avec une étoile à neutrons dans du Centaure et l’identification d’une autre dans M 13
• Les observations confortent la théorie que les binaires X avec une étoile à neutrons se forment par rencontre dans les amas globulaires
• Avec de telles observations, nous pouvons contraindre l’équation d’état de la matière
• Identification d’autres binaires nécessaires pour contraindre leurs mécanismes de formation
• Certains amas globulaires sont perturbés
xx
x
Deux corps
Trois corps
xx
2) Formation de binaires - rencontres
Variables cataclysmiques
(Ivanova et al. 2006)
• Simulations Monte-Carlo • 106 étoiles• Population initiale = 100%
binaires
• Après 1010 ans : Binaires primordiales 37% Binaires formées par
rencontres 46% Capture par effet de
marée 2% Collision avec une géante
rouge 15%
25% formées comme dans le champ