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Étoiles de type γ Cas

par Christian Motch - 5 septembre 2008

L’analyse des grands relevés en rayons X du plan galactique fait par ROSAT et maintenant XMM-Newton a révélé l’existence d’un nouvelle classe de sources X associées à des étoiles Be. Ces objets montrent une gamme de propriétés étonnamment étroite (luminosité X de l’ordre de 1033 erg/s, spectre X très dur, type spectral B0.5-B1.0, grande émission Hα, variabilité rapide) qui les distinguent clairement des étoiles Be normales et des systèmes Be/X contenant une étoile à neutrons accrétante. Ces propriétés sont identiques à celles de l’étoile γ Cas. Des observations XMM-Newton ont montré la nature essentiellement thermique mince des spectres X avec des températures allant de 7 à 20 keV et révélé l’ubiquité de la variabilité rapide. Sur la base de la très grande similitude des spectres X de ces étoiles avec ceux des variables cataclysmiques, il a été proposé que ces objets soient les binaires Be + naine blanche, prévus en grand nombre par les théories de l’évolution des systèmes massifs et pourtant restés non détectés à ce jour. Une explication alternative est qu’un champ magnétique, probablement d’origine fossile, interagissant avec le disque circumstellaire, soit à l’origine du phénomène. Ces étoiles massives pourraient alors être les progéniteurs des magnetars. En dépit de nombreux efforts, il n’a pas été possible à ce jour de trancher entre les deux modèles proposés. De nouvelles observations XMM-Newton, ainsi que la recherche de nouveaux candidats dans les archives XMM-Newton devraient permettre de résoudre cette énigme (P06.25).

Aucun des systèmes Be/X connus n’est formé d’un couple où l’objet compact soit une naine blanche, alors que les théories de l’évolution des binaires massives prévoient que leur fréquence devrait être 10 fois plus élevée que celle des systèmes contenant une étoile à neutrons. Des biais observationnels peuvent en partie expliquer cette anomalie, mais la validité des modèles d’évolution est néanmoins mise en doute. Une façon efficace d’identifier des systèmes à naines blanches est de détecter un excès d’émission en X durs dû à l’accrétion. Des observations X de plusieurs amas ouverts d’âges variés et réputés contenir un grand nombre d’étoiles Be ont été entreprises. Seule une ou deux étoiles Be montre une émission X compatible avec l’accrétion de matière sur une naine blanche. Ces résultats sont clairement incompatibles avec les prédictions de nombreux modèles évolutifs. Par ailleurs, les étoiles jeunes de type solaire les plus actives sont clairement détectées (C06.40).