Oscillation quasi périodique

Une oscillation quasi périodique (OQP ; QPO en anglais pour Quasi-Periodic Oscillation) est, en astrophysique des hautes énergies, une variation très rapide de l'intensité de la lumière, dans le domaine des rayons X, observée dans les microquasars et les blazars.

On distingue les OQP de basse fréquence autour de 1 hertz et celles de haute fréquence autour de 100 hertz. Les astrophysiciens pensent actuellement que ces oscillations proviennent du disque d'accrétion qui tourne autour du trou noir dans un microquasar et que le phénomène est directement lié aux conditions les plus proches du trou noir lui-même, à la dernière orbite stable.

Histoire

Les QPO ont d'abord été identifiés dans les systèmes de naines blanches, puis dans les systèmes d'étoiles à neutrons. Au début, les systèmes d'étoiles à neutrons trouvés pour avoir des QPO appartenaient à une classe dont on ne savait pas qu'elles avaient des pulsations. Les périodes de spin de ces étoiles à neutrons étaient donc inconnues. On pense que ces étoiles à neutrons ont des champs magnétiques relativement faibles, de sorte que le gaz ne tombe pas principalement sur leurs pôles magnétiques, comme dans les pulsars en accrétion. Parce que leurs champs magnétiques sont si faibles, le disque d'accrétion peut s'approcher très près de l'étoile à neutrons avant d'être perturbé par le champ magnétique.

Il a était observé que la variabilité spectrale de ces étoiles à neutrons correspondait à des changements dans les QPO. Les fréquences QPO typiques se situent entre environ 1 et 60 Hz. Les oscillations les plus rapides ont été trouvées dans un état spectral appelé la branche horizontale, et on pensait qu'elles résultaient de la rotation combinée de la matière dans le disque et de la rotation de l'étoile à neutrons. Pendant la première phase de sa vie, les physiciens pensaient que l'étoile se rapprochait de sa luminosité d'Eddington à laquelle la force du rayonnement pouvait repousser le gaz accrété. Cela pourrait donner lieu à un type d'oscillation complètement différent. Les observations commençant en 1996 avec le Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) pouvaient détecter une variabilité plus rapide, et il a été constaté que les étoiles à neutrons et les trous noirs émettent des rayons X qui ont des QPO avec des fréquences allant jusqu'à environ 1000 Hz. Le RXTE a également observé des QPO à doubles pics, dans lesquels deux oscillations de même puissance apparaissaient à des amplitudes élevées.

Observation

Les oscillations quasi-périodiques sont des évènements couramment observés dans des régions ou des disques d'accrétions sont situés. Dans ces situations, les rayons X sont émis près du bord intérieur, au niveau de la dernière orbite stable, d'un disque d'accrétion dans lequel le gaz tourne à très grande vitesse autour d'un objet compact tel qu'une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir.

Les QPO promettent d'aider les astrophysiciens à comprendre les régions les plus internes d'un disque d'accrétion et les masses, rayons et périodes de spin des naines blanches, des étoiles à neutrons et des trous noirs. Les QPO pourraient aider à tester la théorie de la relativité générale d'Albert Einstein, qui a fait des prédictions qui diffèrent le plus de celles de la gravité newtonienne, lorsque la force gravitationnelle est la plus forte ou lorsque la rotation est la plus rapide (lorsqu'un phénomène appelé l'effet Lense-Thirring entre en jeu). Cependant, les différentes explications des QPO restent controversées et les conclusions tirées de leur étude restent provisoires.

Un QPO est identifié en réalisant un spectre de puissance en rayons X d'un objet observé, lorsque la luminosité est soudainement atténuée pendant quelques secondes sous une forme périodique, même si certaines observations montrent une variation non périodique. Une pulsation périodique apparaît dans le spectre de puissance comme un pic à exactement une fréquence. Un QPO, en revanche, apparaît comme un pic plus large, parfois avec une forme lorentzienne.

Il existe différents types d'oscillations quasi-périodiques. Les trous noirs de masse stellaire en accrétion présentent régulièrement des oscillations quasi-périodiques de basse fréquence, qui sont dites de type C, avec une fréquence qui évolue de ∼0,1 à 30 Hz. Le composant cette émission est en partie thermique, et est considérée comme provenant d'un disque d'accrétion géométriquement mince et optiquement épais. Cela est en accord avec l'émission de loi de puissance, qui affiche des ruptures à basse et haute énergie, est produite via une diffusion Compton, et celui-ci se produit lorsque d'un électron libre rentre en interaction avec photon incident. Ce phénomène de rayonnement radio se produit souvent des les nuages d'électrons chauds situés à proximité du trou noir, lorsque ceux-ci sont soumis à une rafale de rayonnement de haute énergie. Les ruptures de basse et haute énergie sont associées à la température effective du photon incident et de l'électron cible.

La géométrie exacte de ce nuage d'électrons est incertaine et change probablement au cours de cette transition. Dans le modèle de Ichimaru et al. (1977), le disque se coupe à un rayon supérieur à l'orbite stable la plus interne, les régions internes formant un flux d'accrétion chaud qui émet le spectre de rayonnement Compton. Le rayonnement, dit comptonisé, devient moins intense et l'émission thermique venant du disque devient plus importante dans le spectre, à mesure que le rayon de celui-ci rétrécie. Alternativement, les électrons chauds peuvent être situés dans la couronne, juste au-dessus du disque ou à la base d'un jet astrophysique, ou peut-être une combinaison de ces alternatives. Le spectre de rayons X affiche également des caractéristiques de réflexion, formées par des photons comptonisés qui sont renvoyés dans la ligne de visée de la Terre par le disque. Ces photons comptonisés sont d'ailleurs souvent associés à une raie d'émission du fer, ainsi qu'à une raie intense du potassium α. Il est fort probable que la raie de potassium soit formée par fluorescence. La forme du spectre de réflexion, et en particulier la raie de fer, est déformée par le mouvement orbital du disque, ainsi que par le décalage vers le rouge gravitationnel.

Des observations de la binaire X de faible masse de Sco X-1, effectuées avec le Rossi X-ray Timing Explorer montrent une oscillation différente de celles généralement observées. Celle-ci est dite de la branche normal, d'environ 6 Hz , avec une oscillation dite de la branche horizontale, d'environ 45 Hz, et des oscillations quasi-périodiques doubles (à deux pics), qui se produisent dans la bande normal, à 6 Hz. Les flux observés impliquent que la force des oscillations de la branche horizontal varient en même temps que les variations de la branche normale, alors que les variations à doubles pics varient d'une manière opposée. Cela suggère que la génération de l'osclillation de la branche horizontal se produit lorsque le flux des oscillations normales est élevé.

L'observation de QPO peut également se faire dans les centres actifs de galaxies. Un exemple typique est NGC 4945, dont le cycle d'oscillation est d'environ 6 semaines. Celui-ci a été identifier dans les données d'archives du satellite Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE). Les QPO devraient être présents dans les noyaux galactiques actifs, puisque ceux-ci sont générés par la présence d'un trou noir, souvent supermassif, entouré d'un disque d'accrétion. La recherche de QPO dans les noyaux actifs s'est avérée difficile car les échelles de temps seraient beaucoup plus longues, puisque les cibles sont bien plus grandes que les trous noirs stellaires et les étoiles à neutrons, du fait de leur masse plus élevée. Les oscillations quasi-périodiques observées sur le trous noirs permettent également de déterminer leur masse.

Origine

Les trous noirs de masse stellaire présentant un signe d'accrétion présentent souvent une oscillation quasi-périodique très rapide. Celle-ci intervient comme une variation très brève de leur flux de rayons X, et une raie d'émission de fer dans leur spectre de rayons X apparait en même temps. La raie de fer est expliquée par des photons continus réfléchis par le disque d'accrétion. La forme déformée de ce dernier, créée par le mouvement relativiste du plasma en orbite et par l'attraction du champ gravitationnel du trou noir, réfléchie différemment les photons continus émis par le quasar selon la zone qui est positionnée dans notre ligne de visée. C'est donc quand la zone déformée s'aligne entre le flux de photons continus que le QPO apparait.

L'origine physique de la raie de fer a longtemps été débattue, mais est souvent attribuée à l'effet Lense-Thirring, un effet relativiste provoquant un décalage des longueurs d'onde entre le bleue et le rouge lorsque le gaz du disque se rapproche et s'éloigne de l'observateur. Cela prédit un basculement caractéristique de la raie de fer, par effet Doppler, entre le décalage vers le rouge et le bleu lorsque lorsque que le disque est illuminé. En particulier, le trou noir stellaire H1743-322, dans lequel l'énergie de la raie varie systématiquement sur le cycle de son QPO, soit d'environ 4 secondes. Cela fournit une preuve solide que le QPO est produit par l'effet de Lense-Thirring, constituant la première détection de cet effet dans une zone de très forte pression gravitationnelle.

Cela suggère que le QPO provient du voisinage immédiat du trou noir. Les modèles QPO suggérés dans la littérature considèrent généralement soit une certaine instabilité dans le disque d'accrétion, qui pourrait créé une ombre momentanée par rapport au flux lumineux, soit une oscillation géométrique. Les modèles d'instabilité prennent en compte, par exemple, les oscillations du taux d'accrétion de masse ou de la pression, ou les chocs permanents dans le disque. Les modèles géométriques considèrent principalement la précession relativiste. En raison de l'effet de l'ergosphère, un trou noir en rotation entraîne l'espace-temps environnant avec lui, induisant l'effet de Lense-Thirring dans les orbites les plus proches du trou noir. Stella et al. (1998) ont été les premiers à suggérer que les QPO à basse fréquence pourraient être entraînés par l'effet de Lense-Thirring, notant que la fréquence d'oscillation d'une masse, au niveau du rayon du disque, est proportionnelle avec la fréquence des QPO. Cela permet notamment de déduire, par les lois de Kepler, à quelle distance orbitale le QPO se produit.

Ce modèle explique pourquoi le QPO module l'émission comptonisée, beaucoup plus que l'émission du disque, et prédit que le QPO devrait être plus fort dans les sources plus fortement alignées avec la Terre. Le modèle de précession prédit donc que l'énergie de la raie change systématiquement avec la phase QPO. Il s'agit d'un effet difficile à mesurer, car la phase de résolution du QPO pose un défi technique en raison de la durée de cet évènement. En effet, de nombreuses mesures ont été effectuées sur des sources connues de QPO, comme GRS 1915+105, mais le QPO reste trop court pour pouvoir obtenir des données utiles. Récemment, une équipe de physiciens a développé une technique plus sophistiquée pour observé avec précision le décalage spectral de la raie de fer, mais la qualité des données a empêché une mesure sans ambiguïté. D'autres chercheurs ont développé une technique de résolution de phase QPO, qui consiste à corréler chaque canal d'énergie en rayons X avec une bande de référence en onde radio. En utilisant cette technique, ils ont pu observer l'effet Doppler du disque de GX 339-4, interprétée comme un rayonnement provenant d'un jet astrophysique en formation, d'où les photons Compton pourraient provenir.

Une autre origine bien connue des QPO est les systèmes binaires de trous noirs et d'étoiles à neutrons. Ceux-ci présentent régulièrement des oscillations quasi-périodiques (QPO) dans leur flux de rayons X. L'origine des QPO dans ce genre de systèmes, est à chercher (comme ci-dessus) dans le mécanisme d'accrétion. Comme pour les trous noirs stellaires et supermassifs, le QPO pourrait être une reflection de photons Compton, venant d'un jet astrophysique, sur un disque d'accrétion mince.

Applications

Le centre actif de NGC 4945, un source fréquente d'oscillations quasi-périodiques. Celles-ci ont une période de 6 semaines, ce qui correspond à un trou noir de Kerr d'une masse de 1,4^+1,4
_−0,7 M_☉.

Les QPO sont un moyen étonnamment efficace pour produire des mesures extrêment précisent sur les trous noirs. Puisque l'origine des QPO est située dans la dernière orbite stable du disque d'accrétion, la détermination très précise de sa fréquence d'appartion permet d'obtenir sa période orbitale. Grâce à cette valeur, et aux lois de Kepler, sa distance par rapport au barycentre de l'objet massif peut être calculée. Un relation très précise existe entre la dernière orbite stable d'un disque d'accrétion et le rayon de Schwarzschild du trou noir cible, qui induit que la distance de la dernière orbite stable doit est égale à 3 fois le rayon de Schwarzschild du trou noir. La relation entre rayon et masse peut être mise en jeu, et permet donc d'obtenir avec une immense précision la masse du trou noir observé.

Cette technique est à un degré de précision plus important que l'imagerie directe de l'environnement d'un trou noir, puisque celle-ci permet effectivement de déterminer le diamètre de la dernière orbite stable grâce à un calcul de distance projetée, mais la distance de l'objet cible doit être connue avec grande précision. La différence avec les QPO, c'est qu'ils ne font pas intervenir la notion de distance dans le calcul du diamètre de la dernière orbite stable, puisqu'ils se basent directement sur la fréquence d'oscillation. Cependant, au plus la cible est petite, au plus les mesures deviennent incertaines. En effet, sur des trous noirs supermassifs, tels que 3C 120 et NGC 4945, la fréquence d'oscillation est de l'ordre de la semaine, ce qui permet, avec des observations précises, de déterminer leur masse avec peu d'incertitudes, alors que pour des cibles plus petites, telles que GRS 1915+105, la fréquence est si courte (de l'ordre de quelques secondes, voir moins) que les mesures sont bien moins précisent et donnent souvent lieux à de grandes incertitudes quant à la masse réelle de l'objet observé.

Par exemple, les fréquences d'oscillation quasi-périodique observées dans la source GRO J1655-40, une binaire X à faible masse, ont permis d'estimer que la masse du trou noir incident était de 5,1 à 5,5 M_☉, avec une valeur d'incertitude de 0,276 ± 0,003. Ce résultat est assez incertain, puisque cette source produit les trois types (A, B et C) d'oscillations. Une incertitude supplémentaire peut être rajouter avec les différents modèles de fonctionnement des trous noirs de tout types. En effet, l'utilisation du modèle de Kerr (ainsi que de Kerr-Newman) ou du modèle de Schwarzschild donne un résultat différent, même si l'existence des trous noirs de Kerr est plus souvent prise en compte, étant donné que l'on observe des trous noirs en rotation de masse positive, car il a été démontrer que le modèle de Schwarzschild est incorrect.