RAYONNEMENT COSMIQUE Rayons X cosmiques

Les objets compacts dans les systèmes binaires

La compréhension des mécanismes de production du rayonnement X dans ces sources a progressé grâce à l'étude spectrale du rayonnement émis, à l'enregistrement des variations temporelles du flux pour différentes échelles de temps, et à la localisation précise des sources d'émission.

On a pu ainsi observer pour certaines sources – comme Centaurus X-3 (fig. 3) – des disparitions périodiques. Les périodes mesurées (de l'ordre de quelques jours) ont permis de comprendre que ce phénomène était en fait une éclipse, et que la source X faisait partie d'un système binaire d'étoiles. De plus, pour certaines de ces sources (fig. 4), le rayonnement observé est « pulsé », avec une période de pulsation allant d’une fraction de seconde à plusieurs minutes. Cette caractéristique a conduit à donner le nom de pulsars X à ces sources, par analogie avec les pulsars découverts en radio. On sait que, dans ce dernier cas, l'émission provient d'étoiles à neutrons en rotation sur elles-mêmes. Dans le cas des sources X, le temps d'arrivée des impulsions est modulé, et cette modulation est attribuée à l'effet Doppler-Fizeau dû au mouvement de la source X sur son orbite.

Par ailleurs, la localisation précise des sources X a permis d'associer la plupart d'entre elles à des étoiles déjà cataloguées dans le visible.

Ainsi, la compréhension de l'ensemble de ces phénomènes a permis de mettre au point le modèle (schématique) suivant. Le système binaire est composé d'une étoile à neutrons, d'une masse égale à une masse solaire, tournant sur elle-même et en orbite autour d'une étoile plus massive. Le rayonnement X est produit lors de la capture, par l'étoile à neutrons, de la matière éjectée par l'étoile plus massive sous forme de vent stellaire ou par débordement de son lobe de Roche. Cette matière est canalisée par le fort champ magnétique de l'étoile à neutrons jusqu'à la surface de celle-ci, produisant deux zones surbrillantes en rayons X près des pôles magnétiques.

L'existence de forts champs magnétiques (de l'ordre de 10⁸ teslas) à la surface des étoiles à neutrons a été confirmée par l'observation des raies d'émission dites « cyclotrons » dans le spectre de certaines sources X. Dans le cas d'Hercules X-1, par exemple, cette raie est émise à une énergie de 60 kiloélectronvolts. Elle est attribuée à l'émission d'électrons relativistes dans un fort champ magnétique.

Cependant, la majorité de l'émission provenant des sources X a une origine thermique. Elle provient de l'échauffement de la matière capturée lorsque son énergie cinétique provenant de la force d'attraction est transformée en chaleur. Avec un rayon de l'ordre de 10 kilomètres et une masse de l'ordre de 1 masse solaire, une étoile à neutrons a un potentiel gravitationnel si élevé à sa surface que l'équivalent en énergie de 10 p. 100 de la masse capturée peut être libéré par ce processus sous forme de rayonnement (contre 1 p. 100 pour les processus thermonucléaires). On explique ainsi très bien les fortes luminosités observées pour certaines des sources X, ainsi que la forme du spectre du rayonnement.

Enfin, en ayant par ailleurs une estimation de la distance, on peut déterminer les paramètres du système binaire : dimension, masses des étoiles, etc., à partir de l'observation (fig. 5). Pour rendre compte de l'existence de tels systèmes, il a fallu développer des modèles théoriques d'évolution de systèmes binaires d'étoiles, au cours de laquelle une des étoiles explose sous forme de supernova et se transforme en étoile à neutrons. La durée pendant laquelle le système est une source X est faible par rapport à la durée de vie totale d'un tel système, ce qui explique le nombre relativement faible de sources X galactiques observées (fig. 6).

Bien que les sources pulsantes soient minoritaires parmi les sources X galactiques, on pense que le phénomène de capture est à la base du rayonnement X observé dans la majorité des cas, les luminosités X observées ne pouvant être expliquées que par ce phénomène. De très nombreuses sources X sont identifiées à des étoiles observées dans le visible. Le fait qu'aucune périodicité ne soit observée pourrait être dû soit à la position de l'observateur par rapport au système, soit à l'absence de champ magnétique autour de l'étoile à neutrons (ou à l'alignement de l'axe magnétique par rapport à l'axe de rotation). Par ailleurs, dans certains modèles, l'étoile compagnon a une masse plus faible que l'étoile à neutrons ; dans ce cas, c'est elle qui tourne autour de l'étoile à neutrons : de tels modèles expliquent l'absence d'observation d'éclipses.

Sources transitoires, sources à bouffées

On connaît par ailleurs des sources pour lesquelles les variations temporelles ne sont pas périodiques. Par exemple, les sources transitoires ont, en rayons X, un comportement semblable aux novae en optique. Elles apparaissent brusquement dans le ciel, puis leur flux décroît en quelques jours. On pense que certaines de ces sources sont des systèmes binaires dont l'orbite est très excentrée : l'étoile à neutrons ne peut alors capturer suffisamment de matière pour émettre du rayonnement que dans la partie de l'orbite où elle se trouve le plus près de l'étoile compagnon.

Les sources à bouffées ont un comportement tout à fait différent. En moins d'une seconde, quelquefois, elles deviennent plus brillantes que la plus brillante des sources X « calmes », mais leur flux décroît en quelques secondes ou en quelques dizaines de secondes (fig. 7). Ce phénomène se répète plusieurs fois par jour ou plusieurs fois par mois suivant les sources. Les sources à bouffées connues sont pour la plupart concentrées autour du centre de la Galaxie. Elles sont vraisemblablement associées à des étoiles plus anciennes que les étoiles massives des pulsars X, ce que confirment les types spectraux (K ou G) attribués aux étoiles qui leur sont associées. Ces étoiles ont des masses plus faibles, comprises entre 0,5 et 1 masse solaire.

Le processus envisagé pour expliquer de telles bouffées est le suivant. Comme auparavant, la capture de matière se produit sur une étoile à neutrons, mais probablement sans champ magnétique. Cette matière produit l'émission continue (si elle existe) et se dépose à la surface. À cause du fort champ gravitationnel de l'étoile, elle se comprime et s'échauffe suffisamment pour que, à sa base, des réactions thermonucléaires s'y produisent. Ainsi l'hydrogène se transforme en hélium, lequel hélium va, à son tour, se comprimer et subir des réactions thermonucléaires. L'épaisseur des couches d'hydrogène et d'hélium ne dépasse pas 1 mètre !

Cependant, la fusion de l'hélium est instable à cause d'une très forte dépendance du taux de réaction avec la température. Il se produit alors un « flash » thermonucléaire quand la quantité de matière capturée est suffisante. Le transport de l'énergie vers la surface se traduit par la bouffée de rayons X. Les caractéristiques de ces bouffées calculées avec ce modèle (temps de montée, pic de luminosité, durée, intervalle entre les bouffées) correspondent assez bien aux valeurs observées.

Les étoiles

Les satellites d'astronomie X ont radicalement modifié notre vision des sources X stellaires. Auparavant, de telles émissions semblaient l'apanage d'un petit nombre d'objets stellaires « exotiques » et particulièrement énergétiques. L'observatoire Einstein a ainsi détecté cent quarante-trois étoiles émettrices de rayonnement X, de luminosité assez faible, variant de 10¹⁸ à 10²⁴ watts pour les étoiles de type tardif, et de 10²⁴ à 10²⁷ watts pour les étoiles jeunes (O-B). C'était la découverte que toute étoile, quelles que soient ses caractéristiques – type spectral, luminosité, masse, âge, etc. –, est émetteur X. L'étude spectroscopique de cette émission est relativement complexe. Il existe cependant de fortes présomptions en faveur de l'émission thermique d'un plasma chaud associé à l'étoile. Le résultat le plus frappant a été la détection de raies d'émission du magnésium, du silicium et du soufre dans le spectre de Capella, « signature » de l'émission d'un plasma porté à environ 10 millions de degrés.

Le mécanisme qui semble jouer un rôle prépondérant est l'émission de rayons X par une couronne stellaire, c'est-à-dire un plasma chaud confiné au voisinage de l'étoile, ce qui apporte une réponse affirmative à la question, longtemps controversée, de la généralité des couronnes stellaires. L'étape suivante est la compréhension du processus par lequel l'étoile chauffe et confine le plasma de sa couronne. Les modèles généralement admis font jouer un rôle fondamental au champ magnétique stellaire. Celui-ci est en effet capable de confiner des plasmas de température très élevée, comme ceux qui sont observés, ce que le champ gravitationnel de l'étoile est incapable de faire. Il s'agit par ailleurs d'un processus efficace de chauffage qui rend bien compte des luminosités observées. Ce type de modèle a été appliqué avec succès aux observations détaillées sur le Soleil. Il a été conforté par l'observation, dans les étoiles de type tardif (comme notre Soleil), de corrélations entre le flux X et la vitesse de rotation de l'étoile, indicatrice de son champ magnétique.

On peut d'ores et déjà affirmer qu'avec l'observation en X nous disposons d'un nouvel accès à l'activité stellaire de surface, dont l'étude est extrêmement importante car cette activité est directement responsable de la perte de masse et de mouvement cinétique de l'étoile ; cette activité joue par conséquent un rôle fondamental dans l'évolution stellaire. D'un autre point de vue, elle affecte l'équilibre du milieu interstellaire en masse et en abondances (par la matière qu'elle injecte) et en énergie (par sa contribution à l'émission de photons X énergétiques).

Les restes de supernovae

La première source X identifiée a été un reste de supernova, la nébuleuse du Crabe, dont l'explosion de l'étoile qui lui a donné naissance remonte à l'an 1054.

Depuis cette première identification, l'émission X de très nombreux autres restes de supernovae a été observée dans notre Galaxie tout comme dans les galaxies extérieures et en particulier dans les Nuages de Magellan. Pour ce type d'objet, les prévisions théoriques ont été vérifiées. En effet, alors que la plupart des types de sources X galactiques et extragalactiques ne correspondent pas aux schémas établis avant l'avènement de l'ère de l'astronomie X, plusieurs mécanismes d'émission par les restes de supernovae avaient été proposés, bien avant les premières observations. Ces prévisions étaient fondées sur deux arguments :

– le rayonnement radio émis par un des restes de supernovae (la nébuleuse du Crabe) est produit par des électrons relativistes se déplaçant dans le champ magnétique relativement fort de la nébuleuse ; par extrapolation, on pouvait prévoir dans certaines conditions une émission notable dans le domaine des rayons X ;

– le phénomène qui donne naissance à une supernova est l'explosion d'une étoile massive qui éjecte une forte fraction de sa masse dans le milieu interstellaire. La matière éjectée à grande vitesse (de l'ordre de 10 000 km . s^—1) balaie devant elle la matière du milieu interstellaire ; une onde de choc se forme, créant autour de l'étoile initiale une structure en couche de gaz assez chaud (de 1 million à 10 millions de degrés) pour produire une émission de rayons X.

Les observations réalisées avec des détecteurs dotés d'une bonne résolution spatiale et spectrale ont confirmé ces prévisions. Ces observations permettent de distinguer deux types de restes de supernovae :

– Ceux qui présentent un centre émissif plein sans structure en couche. L'exemple type est celui de la nébuleuse du Crabe (fig 8a). Son spectre d'émission X est continu (fig. 8b) et s'étend suivant une loi de puissance jusque dans le domaine du rayonnement gamma. Son rayonnement X est polarisé, ce qui confirme que le mécanisme d'émission est identique à celui des ondes radio. L'absence d'émission thermique est probablement due à la faible densité du milieu interstellaire dans lequel l'explosion a eu lieu.

– Les plus nombreux, ceux qui ont une structure en couche bien marquée et dont le spectre d'émission est purement thermique. Le reste de supernova appelé Cassiopée A, la plus puissante source de rayonnement radio, est un des plus beaux exemples de ce type (fig. 9a). Son spectre d'émission est un spectre thermique caractérisé par la présence de raies (fig. 9b). Il s'agit d'un spectre typique d'un plasma à une température de quelques millions de degrés dans lequel on peut identifier les raies ou plutôt les groupes de raies émis par les atomes très ionisés de silicium, de soufre, d'argon et de calcium.

Des observations spectroscopiques fines ont permis de séparer les raies les plus intenses émises par l'oxygène, le fer et le néon dans des restes de supernova plus anciens, comme Puppis A (fig. 10). Combinées avec les cartographies à haute résolution spatiale, ces observations fournissent des informations capitales sur la structure et l'évolution des restes de supernovae et leur interaction avec le milieu interstellaire environnant.

Les observations dans le domaine des rayons X ont également permis de confirmer la présence d'objets denses dans certains restes de supernovae. En effet, les modèles de supernova laissent prévoir la formation d'une étoile à neutrons. Cet objet, qui a une masse de l'ordre d'une masse solaire et un diamètre de l'ordre de 10 kilomètres, provient de l'effondrement du noyau de l'étoile qui a donné naissance à la supernova. Dans certains des restes de supernovae, l'émission de cet objet central fortement magnétisé a été mise en évidence dans le domaine des rayons X. C'est cette étoile à neutrons tournant rapidement sur elle-même (30 tours à la seconde) qui est responsable de l'accélération des électrons relativistes qui jouent un rôle dominant dans l'émission de la nébuleuse du Crabe.

L'observation des restes de supernovae peut donc apporter des informations capitales pour de nombreux domaines comprenant l'évolution des étoiles, la physique des objets compacts et la constitution du milieu interstellaire.

Le milieu interstellaire local. Le halo galactique

Dans le domaine des rayons X mous, pour des énergies de photons comprises entre 100 et 1 000 électronvolts, le milieu interstellaire n'est plus aussi transparent. Dans le plan galactique, la matière neutre empêche de détecter des photons produits à plus de 1 000 années-lumière.

Dans ce domaine d'énergie, le rayonnement observé est dominé par un rayonnement diffus dont la brillance varie d'un facteur 3 à 4 entre le plan galactique et les pôles galactiques. Superposé à ce rayonnement quasi isotrope, on distingue des zones de surbrillance plus ou moins étendues. Les supernovae proches – comme la dentelle du Cygne et le rémanent des Voiles – y sont également visibles.

Le rayonnement provenant de ces zones de surbrillance a un spectre caractéristique de l'émission d'un plasma chaud à plusieurs millions de degrés. Leur étendue et leur température font que l'on associe ces zones à l'existence de supernovae proches du système solaire, vieilles de plusieurs dizaines de milliers d'années, comme l'Éperon Nord galactique ou l'anneau de Monoceros.

Le rayonnement diffus lui-même pourrait être dissocié en deux composantes. La première est prédominante à très basse énergie, entre 100 et 500 électronvolts. Elle provient de l'émission d'un gaz chaud à une température de 1 million de degrés entourant le système solaire sur une distance de 200 à 300 années-lumière. Le caractère thermique de ce rayonnement a été mis en évidence par l'observation en rayons X de raies caractéristiques du carbone V et du carbone VI (vers 300 eV) et de l'oxygène VII (vers 600 eV). Ce plasma serait lui-même le reliquat d'une explosion de supernova il y a 200 000 ans. La seconde composante prédomine entre 500 et 10 000 électronvolts. Elle proviendrait de l'émission du halo de notre Galaxie, avec une température du gaz émissif de 3 millions de degrés.

On savait déjà, par les mesures de raies d'absorption en ultraviolet (notamment celles du silicium IV et du carbone IV) dans le spectre d'étoiles du Nuage de Magellan ou dans le spectre de quasars, que le halo de notre Galaxie contient des quantités importantes de gaz à une température de 100 000 degrés. L'existence de gaz à plus haute température (100 millions de degrés), qui explique les mesures X, a été amplement confirmée.