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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