Sylvain CHATY - LISA France - 20-21/01/2005 Binaires galactiques de courte période vues par LISA Sylvain CHATY Université Paris 7 – Service dAstrophysique

Sylvain CHATY - LISA France - 20-21/01/2005Sylvain CHATY - LISA France - 20-21/01/2005

Binaires galactiques de Binaires galactiques de courte période vues par courte période vues par

LISALISASylvain CHATYSylvain CHATY

Université Paris 7 – Service Université Paris 7 – Service d’Astrophysiqued’Astrophysique

11erer Meeting LISA France Meeting LISA France20-21 Janvier 200520-21 Janvier 2005


PlanPlan

Population de sources d’ondes Population de sources d’ondes gravitationnelles: binaires galactiques de gravitationnelles: binaires galactiques de courte périodecourte période Population donnée par observationsPopulation donnée par observations Modèles de synthèse de population galactique Modèles de synthèse de population galactique

(mais nombreuses incertitudes)(mais nombreuses incertitudes) Résultats: Résultats:

Ondes gravitationnelles par LISAOndes gravitationnelles par LISA Observations optiques/XObservations optiques/X

+ cf Eric Gourgoulhon+ cf Eric Gourgoulhon


Pourquoi étudier les binaires galactiques de Pourquoi étudier les binaires galactiques de courte période?courte période?

Détection OG (ondes gravitationnelles) permet Détection OG (ondes gravitationnelles) permet d’étudier des aspects uniques des binaires d’étudier des aspects uniques des binaires compactescompactes

Sources OG les plus fortes ont les périodes les plus Sources OG les plus fortes ont les périodes les plus courtes:courtes: Binaires observables par LISA ont période orbitale < 4hBinaires observables par LISA ont période orbitale < 4h

Seules de petites étoiles rentrent dans de petites Seules de petites étoiles rentrent dans de petites orbites: orbites: Étoiles de la séquence principale de faible masse (0.4 MÉtoiles de la séquence principale de faible masse (0.4 Msolsol)) Naines blanches, étoiles à neutron, trous noirsNaines blanches, étoiles à neutron, trous noirs Noyaux d’étoiles massives (Wolf-Rayet, fusion He)Noyaux d’étoiles massives (Wolf-Rayet, fusion He)


Le temps joue en notre Le temps joue en notre faveur…faveur…


Population donnée par Population donnée par observationsobservations


Séquence principaleSéquence principale Binaires de 2 étoiles séquence principale:Binaires de 2 étoiles séquence principale:

Binaires détachées: 2 étoiles bien séparéesBinaires détachées: 2 étoiles bien séparées Binaires semi- détachées: 1 étoile transfère de la Binaires semi- détachées: 1 étoile transfère de la

masse à l’autremasse à l’autre Binaires de contact: les surfaces stellaires se Binaires de contact: les surfaces stellaires se

touchenttouchent

1/130 étoile M>0.8 M1/130 étoile M>0.8 Msolsol = binaire de contact = binaire de contact Période la plus courte observée: 4.78 hPériode la plus courte observée: 4.78 h Donc aucune binaire de 0.4 MDonc aucune binaire de 0.4 Msolsol observée: existent? observée: existent?

(la plus proche à 20pc?) Ou trop faible luminosité?(la plus proche à 20pc?) Ou trop faible luminosité?PERIODE TROP LONGUE: MAUVAIS CANDIDAT!PERIODE TROP LONGUE: MAUVAIS CANDIDAT!


Variables Variables cataclysmiquescataclysmiques

1/300 étoile = variable cataclysmique:1/300 étoile = variable cataclysmique: binaire avec étoile de séquence principale binaire avec étoile de séquence principale

transférant de la matière à une naine blanchetransférant de la matière à une naine blanche

Distances difficiles à établir: Distances difficiles à établir: parallaxes de 4 CV par HST: distance doublée -> parallaxes de 4 CV par HST: distance doublée ->

densité spatiale / 1ordre de mag.densité spatiale / 1ordre de mag.

80mn<P80mn<Porborb<12h, une grande majorité: <12h, une grande majorité: PPorborb<4h<4h

La plus proche à ~40 pcLa plus proche à ~40 pcPAS ASSEZ COMPACT: MAUVAIS CANDIDAT!PAS ASSEZ COMPACT: MAUVAIS CANDIDAT!


Binaires X de faible masseBinaires X de faible masse

Étoile de la séquence principale transfère de Étoile de la séquence principale transfère de la matière à une étoile à neutron, ou trou la matière à une étoile à neutron, ou trou noirnoir

Brillantes en X: détectées dans toute la Brillantes en X: détectées dans toute la Galaxie: la plus proche à 1kpcGalaxie: la plus proche à 1kpc mais transitoires, la plupart du temps faibles en X mais transitoires, la plupart du temps faibles en X

et non détectées: 10 fois plus que de détectées?et non détectées: 10 fois plus que de détectées?

Dans notre Galaxie: 1 étoile Wolf-Rayet Dans notre Galaxie: 1 étoile Wolf-Rayet (fusion d’He) transfère de la matière à une (fusion d’He) transfère de la matière à une étoile à neutron: Pétoile à neutron: Porborb=4.8h; distance=10kpc=4.8h; distance=10kpcPERIODE TROP LONGUE: MAUVAIS CANDIDAT!PERIODE TROP LONGUE: MAUVAIS CANDIDAT!


Binaires de naines blanchesBinaires de naines blanches 10% des naines blanches dans des binaires de 10% des naines blanches dans des binaires de

naine blanche, la plus proche à 5 pcnaine blanche, la plus proche à 5 pc 1990: 15 binaires de WD (P=1.5h–30j) 1990: 15 binaires de WD (P=1.5h–30j) (Marsh, 2000, NewAR, (Marsh, 2000, NewAR,

44, 119)44, 119) Survey SPY (VLT) de 1500 naines blanches: vitesses

radiales État actuel (2004): Surveillance de 577 naines blanches

123 avec variations de vitesse radiale: 109 binaires de naines blanches, 14 avec compagnon nain M

10 déterminations de période (entre 0.3j=7.2h et 5 jours)

101099 Pulsars radio recyclés (PRR) dans la Galaxie: Pulsars radio recyclés (PRR) dans la Galaxie: en général NS+WDen général NS+WD vieilles NS en rotation rapide (accrétion de matière d’un vieilles NS en rotation rapide (accrétion de matière d’un

compagnon auparavant géant)compagnon auparavant géant)Mais la plupart des binaires WD+WD ou 1WD/1NS:Mais la plupart des binaires WD+WD ou 1WD/1NS:PPorborb trop longue (bruit de fond) LES AUTRES: BON CANDIDATS! trop longue (bruit de fond) LES AUTRES: BON CANDIDATS!


Systèmes AM CVnSystèmes AM CVn

AM CVn: 1WD transfère de la matière à une autre AM CVn: 1WD transfère de la matière à une autre WDWD Distances inconnues Distances inconnues (Limite supérieure pour GP Com = 230pc)(Limite supérieure pour GP Com = 230pc)

7 systèmes, Périodes=17-65mn7 systèmes, Périodes=17-65mn +3 nouveaux candidats ultra-compacts+3 nouveaux candidats ultra-compacts

V407 Vul (RX J1914.4+2456) P=9.5mn, source XV407 Vul (RX J1914.4+2456) P=9.5mn, source X (Cropper et al. 1998, Ramsay et al. 2002, Marsh & Steeghs 2002)(Cropper et al. 1998, Ramsay et al. 2002, Marsh & Steeghs 2002)

ES Cet (KUV 01584-0939) P=10.3mnES Cet (KUV 01584-0939) P=10.3mn (Warner & Woudt, 2002)(Warner & Woudt, 2002)

RX J0806.3+1527 P=5.3mn, sourceRX J0806.3+1527 P=5.3mn, source X X (Israel et al. 2002, Ramsay et al. 2002)(Israel et al. 2002, Ramsay et al. 2002)

Découverte importante: systèmes ultra-compacts plus rares Découverte importante: systèmes ultra-compacts plus rares car évolution rapidecar évolution rapide

PERIODE COURTE: TRES BON PERIODE COURTE: TRES BON CANDIDAT!CANDIDAT!


NS-NSNS-NS

Binaires de 2 NS: observations de pulsars Binaires de 2 NS: observations de pulsars radio (recyclés): pulsar de Hulse-Taylor radio (recyclés): pulsar de Hulse-Taylor

Combien de binaires NS+NS non Combien de binaires NS+NS non détectées???détectées??? Fonction de luminosité des PRR inconnueFonction de luminosité des PRR inconnue Limite supérieure: 1/600 NS a un compagnon NSLimite supérieure: 1/600 NS a un compagnon NS

4 nouveaux pulsars binaires: 4 nouveaux pulsars binaires: dont J0737-3039: Pdont J0737-3039: Porborb=2h27mn=2h27mn (The Parkes Multibeam Pulsar Survey)(The Parkes Multibeam Pulsar Survey)

Porb trop long (binaire initiale non compacte): MAUVAIS CANDIDAT!Porb trop long (binaire initiale non compacte): MAUVAIS CANDIDAT!


Binaires X ultra-Binaires X ultra-compactescompactes

Ultra-compact: PUltra-compact: Porborb<1h=P<1h=Pminmin étoile séquence principale étoile séquence principale 1 cœur étoile He/WD transférant matière à 1 NS ou TN1 cœur étoile He/WD transférant matière à 1 NS ou TN

7 systèmes (dont 2 en amas globulaires)7 systèmes (dont 2 en amas globulaires) Périodes 11-50 mnPériodes 11-50 mn 3 pulsars millisecondes3 pulsars millisecondes

XTE J1751-305, 42.4 mn (Markwardt et al. 2002)XTE J1751-305, 42.4 mn (Markwardt et al. 2002) XTE J0929-314, 43.6 mn (Galloway et al. 2002)XTE J0929-314, 43.6 mn (Galloway et al. 2002) XTE J1807-294, 40.1 mn (Markwardt et al. 2003)XTE J1807-294, 40.1 mn (Markwardt et al. 2003)

6 candidats6 candidatsPERIODE COURTE: BON CANDIDAT!PERIODE COURTE: BON CANDIDAT!


Résumé: quelles sources pour Résumé: quelles sources pour LISA?LISA?

Binaires de courte période: étoiles Binaires de courte période: étoiles compactescompactes Binaires de naines blanchesBinaires de naines blanches Systèmes AM CVnSystèmes AM CVn Naine blanche + étoile à neutronNaine blanche + étoile à neutron binaires X ultra-compactes binaires X ultra-compactes Binaires étoile à neutron + trou noirBinaires étoile à neutron + trou noir


=1.7mn = 17min = 2.7h


VIRGO


0.60.794U1626-67

600.105CC ComW Uma

23.04U1820-30LMXB

Strain h (10-23)

f(mHz)

SourceClass

1000.24KPD 1930+2752

600.26KPD 0422+4521WD+sdB

> 200.14WD 2331+290

400.14WD 1704+481

200.16WD 1101+364

400.38WD 0957-666WD+WD

Strain h(10-23)

f (mHz)

SourceClass

30.72GP Com

41.16CP Eri

101.24V803 Cen

101.36CR Boo

201.79HP Lib

201.94AM CVn

93.2KUV05184-0939

603.5RXJ1914+245

406.2RXJ0806.3+1527AM CVn

0.60.794U1626-67

600.105CC ComW Uma

23.04U1820-30LMXB

Strain h (10-23)

f(mHz)

SourceClass

1000.24KPD 1930+2752

600.26KPD 0422+4521WD+sdB

> 200.14WD 2331+290

400.14WD 1704+481

200.16WD 1101+364

400.38WD 0957-666WD+WD

Strain h(10-23)

f (mHz)

SourceClass

30.72GP Com

41.16CP Eri

101.24V803 Cen

101.36CR Boo

201.79HP Lib

201.94AM CVn

93.2KUV05184-0939

603.5RXJ1914+245

406.2RXJ0806.3+1527AM CVn

0.60.794U1626-67

600.105CC ComW Uma

23.04U1820-30LMXB

Strain h (10-23)

f(mHz)

SourceClass

1000.24KPD 1930+2752

600.26KPD 0422+4521WD+sdB

> 200.14WD 2331+290

400.14WD 1704+481

200.16WD 1101+364

400.38WD 0957-666WD+WD

Strain h(10-23)

f (mHz)

SourceClass

30.72GP Com

41.16CP Eri

101.24V803 Cen

101.36CR Boo

201.79HP Lib

201.94AM CVn

93.2KUV05184-0939

603.5RXJ1914+245

406.2RXJ0806.3+1527AM CVn

0.60.794U1626-67

600.105CC ComW Uma

23.04U1820-30LMXB

Strain h (10-23)

f(mHz)

SourceClass

1000.24KPD 1930+2752

600.26KPD 0422+4521WD+sdB

> 200.14WD 2331+290

400.14WD 1704+481

200.16WD 1101+364

400.38WD 0957-666WD+WD

Strain h(10-23)

f (mHz)

SourceClass

30.72GP Com

41.16CP Eri

101.24V803 Cen

101.36CR Boo

201.79HP Lib

201.94AM CVn

93.2KUV05184-0939

603.5RXJ1914+245

406.2RXJ0806.3+1527AM CVn

0.60.794U1626-67

600.105CC ComW Uma

23.04U1820-30LMXB

Strain h (10-23)

f(mHz)

SourceClass

1000.24KPD 1930+2752

600.26KPD 0422+4521WD+sdB

> 200.14WD 2331+290

400.14WD 1704+481

200.16WD 1101+364

400.38WD 0957-666WD+WD

Strain h(10-23)

f (mHz)

SourceClass

30.72GP Com

41.16CP Eri

101.24V803 Cen

101.36CR Boo

201.79HP Lib

201.94AM CVn

93.2KUV05184-0939

603.5RXJ1914+245

406.2RXJ0806.3+1527AM CVn

0.60.794U1626-67

600.105CC ComW Uma

23.04U1820-30LMXB

Strain h (10-23)

f(mHz)

SourceClass

1000.24KPD 1930+2752

600.26KPD 0422+4521WD+sdB

> 200.14WD 2331+290

400.14WD 1704+481

200.16WD 1101+364

400.38WD 0957-666WD+WD

Strain h(10-23)

f (mHz)

SourceClass

30.72GP Com

41.16CP Eri

101.24V803 Cen

101.36CR Boo

201.79HP Lib

201.94AM CVn

93.2KUV05184-0939

603.5RXJ1914+245

406.2RXJ0806.3+1527AM CVn

Binaires de vérification Binaires de vérification LISALISA

Binaires galactiques (100pc Binaires galactiques (100pc – 1000pc)– 1000pc)

Thanks Oliver Jennrich


LISA Verification BinariesLISA Verification Binaries

*J0737-3039

Thanks Oliver Jennrich


Synthèse de populationSynthèse de population


Synthèse de population (1)Synthèse de population (1) La masse d’une étoile détermine son évolutionLa masse d’une étoile détermine son évolution M1, M2, demi-grand axe et excentricité de l’orbite M1, M2, demi-grand axe et excentricité de l’orbite

déterminent l’évolution d’une binairedéterminent l’évolution d’une binaire

Connaissant les paramètres de formation des binaires, Connaissant les paramètres de formation des binaires, on peut on peut EN PRINCIPEEN PRINCIPE calculer l’évolution de toutes les calculer l’évolution de toutes les binaires et prédire les propriétés des échantillons binaires et prédire les propriétés des échantillons observés…observés…

Synthèses de population de binaires galactiques:

Evans et al 1987, Hils et al 1990, Webbink & Han 1998, Postnov & Prokhorov 1998, Hils & Bender 2001, Nelemans et al. 2001, A&A, 375, 890; Nelemans, 2003, Class. Quantum Grav., 20, S81; Nelemans, 2003, Class. Quantum Grav., 20, S81; Nelemans, Yungelson & Portegies Zwart, 2004, MNRAS, 349, 181; Nelemans, Yungelson & Portegies Zwart, 2004, MNRAS, 349, 181; Verbunt & Nelemans, 2001, Class. Quantum Grav., 18, 4005Verbunt & Nelemans, 2001, Class. Quantum Grav., 18, 4005


Synthèse de population (2)Synthèse de population (2)

Hypothèses initiales:Hypothèses initiales: Masse M de la primaire provenant de la Masse M de la primaire provenant de la

distribution observationnelle distribution observationnelle (Miller & Scalo 1979)(Miller & Scalo 1979)

Masse m de la secondaire: Masse m de la secondaire: distribution de m plate entre mdistribution de m plate entre mminmin et M et M mmminmin=0.08M=0.08Msolsol: nuage peut fusionner l’H -> étoile MS: nuage peut fusionner l’H -> étoile MS

Distance a: distribution plate en log(a)Distance a: distribution plate en log(a) min: auto-destruction de la binaire par effet de maréemin: auto-destruction de la binaire par effet de marée max: les étoiles évoluent indépendammentmax: les étoiles évoluent indépendamment

Excentricité orbitale=0Excentricité orbitale=0


Synthèse de population (3)Synthèse de population (3) Calcul des différents stades d’évolution stellaire et Calcul des différents stades d’évolution stellaire et

binaire:binaire: M, R, L, Mnoyau en fonction de Mi, t Prise en compte des effets de vent, transfert de masse, etc

sur l’orbite

Répétition de cette procédure jusqu’à produire un Répétition de cette procédure jusqu’à produire un nombre suffisant de binairesnombre suffisant de binaires

Normalisation par le taux de formation de binaires Normalisation par le taux de formation de binaires supposé constantsupposé constant

Rapport entre binaires synthétiques produites et Rapport entre binaires synthétiques produites et observéesobservées

MAIS…MAIS…


Synthèse de population: incertitudesSynthèse de population: incertitudes

Plusieurs travaux, mais mêmes Plusieurs travaux, mais mêmes hypothèses sur:hypothèses sur: Paramètres des binaires initialesParamètres des binaires initiales Evolution des binairesEvolution des binaires Taux de formation stellaireTaux de formation stellaire Effets de sélection observationnels, Effets de sélection observationnels,

etc…etc…


Synthèse de population: incertitudes Synthèse de population: incertitudes sur paramètres initiaux des binairessur paramètres initiaux des binaires

Fonction de masse initiale: (Scalo)Fonction de masse initiale: (Scalo) Probabilités relatives de différentes masses similaires Probabilités relatives de différentes masses similaires

dans différents environnements: [dans différents environnements: [0.3–1.0M]: P(M) M−1

MAIS différentes aux masses supérieures dans divers amas: P(M) M−2 -> M−3

Pour chaque étoile 1M un amas peut contenir 10 x plus d’étoiles 10M 100 x plus d’étoiles 100M qu’un autre amas fort impact sur les taux de formation des binaires NS/BH

(provenant d’étoiles massives). Impact moindre pour binaires WD+WD, provenant d’étoiles

~1M.

De plus: Probabilités interdépendantes entre M1, M2 et a


Synthèse de Synthèse de population: population:

incertitudes sur incertitudes sur EvolutionEvolution

Evolution d’une binaire initiale -> binaire de WD

+ massive évolue en 1er, remplit son Lobe de Roche.

Transfert de masse conservatif-> orbite augmente, 2nd évolue et M2>M1

Transfert de masse instable: 2nd englobée -> spiral-in, enveloppe M1 éjectée -> 2nd évolue: M2 < 1/2 M1

Envelope éjectée avec perte modérée de moment angulaire: orbite faiblement modifiée; 2nd évolue et remplit son lobe de Roche: M2 ~ M1

La plupart des binaires serrées de WD observées ont ~ la même masseVerbunt & Nelemans 2001


Synthèse de population: incertitudes sur Synthèse de population: incertitudes sur taux de formation stellairetaux de formation stellaire

Taux de formation d’étoiles non constant

SFR(t)= 15 exp (-t/SFR(t)= 15 exp (-t/) Msol/yr) Msol/yr -> Taux actuel: 3.6M-> Taux actuel: 3.6Msolsol/an compatible avec observations/an compatible avec observations SFR intégré sur 10Gyr: ~8x10SFR intégré sur 10Gyr: ~8x101010Msol > MdiscMsol > Mdisc

SFR constant = 4 Msol/yrSFR constant = 4 Msol/yr

Dans la plupart des modèles: Dans la plupart des modèles: fraction de binaires = 1, mais doit être comparée à 0.5 fraction de binaires = 1, mais doit être comparée à 0.5

(2/3 des étoiles dans binaires)(2/3 des étoiles dans binaires)


Synthèse de population: incertitudes Synthèse de population: incertitudes sur rapport binaires synthétisées / sur rapport binaires synthétisées /

observéesobservées Effets de sélection observationnels: échantillon de Effets de sélection observationnels: échantillon de

binaires de WD observées biaisé:binaires de WD observées biaisé:

Sélectionnées pour leur faible masseSélectionnées pour leur faible masse (indication de binarité)(indication de binarité)

Sélectionnées pour leur brillanceSélectionnées pour leur brillance (détermination de masse et vitesse radiale)(détermination de masse et vitesse radiale)

Sélectionnées pour leur vitesse radialeSélectionnées pour leur vitesse radiale (assez grande pour être mesurée, mais pas trop pour (assez grande pour être mesurée, mais pas trop pour

séparer les raies spectrales)séparer les raies spectrales) Effet de sélection dû à leur brillanceEffet de sélection dû à leur brillance

(refroidissement des WD)(refroidissement des WD)


Résultats de synthèse de population: Résultats de synthèse de population: Binaires de naines blanchesBinaires de naines blanches

Période–masse de la naine blanche la plus brillante de chaque binaire, incluant les plus récentes découvertes (symboles vides). Pointillés: connectent les masses des deux naines blanches de brillance similaire.


Résultats Synthèse de Synthèse de populationpopulation/LISA

Sylvain CHATY - LISA France - 20-21/01/2005Sylvain CHATY - LISA France - 20-21/01/2005Binaires de WD très nombreuses: bruit non résolu pour LISA


10 697 systèmes résolus WD+WD, 11 000 AM CVn, 35 UCXBs, 20 NS+NSEchelle de gris: densité normaliséePointillés: sensibilité LISA S/N 5 et 1; 1 an intégration (Larson et al, 2000). Plein: Bruit de fond moyen de binaires WD détachées.Points noirs: AM CVn les plus intenses.Fréquences des 3 nouveaux candidats AM CVn et des 2 de très courte période (de gauche à droite: HP Lib, AM CVn, KUV 01584, V407 Vul and RX J0806).


Systèmes résolus

TypeType Taux de Taux de formation formation (/an)(/an)

Systèmes Systèmes résolusrésolus

Avec Avec variation variation de de fréquencefréquence

Facteur Facteur d’incertitud’incertitudede

WD+WDWD+WD 2.9×10−2 12 16312 163 560560 55

AM CVnAM CVn 1.8x10-31.8x10-3 11 50011 500 4949 5050

UCXBUCXB 1.9x10-51.9x10-5 3737 1010

NS+WDNS+WD 1.4x10-41.4x10-4 2121 33 5050

NS+NSNS+NS 3.2x10-53.2x10-5 11 00 5050

BH+WDBH+WD 3.8x10-53.8x10-5 11 00 5050

BH+NSBH+NS 1.0x10-51.0x10-5 00 00 5050

TotalTotal 23 70323 703 614614

Beaucoup de binaires résolues, certaines avec variation de fréquence mesurable => mesure de distance


• Systèmes résolus: 12000 WD+WD; 11000 AM CVn; qq dizaines de binaires NS (sources de vérification; 1 an de données)


Observations électro-magnétiques

complémentaires Modélisation de l’émission optique et X des AM

CVns et UCXBs • Optique

émission de l’impact direct Émission du disque émission du donneur: refroidissement de WD +

irradiation • X

émission de l’impact direct émission du disque/parties externes

• Rougissement et absorption interstellaire


17mn3mn


Astronomie multi-messagers!


/ VIRGO


Conclusions: LISA et l’Astronomie des ondes

gravitationnelles • Notre connaissance de population de binaires

compactes est incomplète: OG permettent une étude de l’espace des paramètres difficile à atteindre autrement

Augmentation considérable des détections de binaires

Sensible aux (rares) systèmes de courte période (impact direct): phase initiale cruciale de l’évolution

Distribution Galactique dans son ensemble, inclinaisons, masses, distances

Nouvelle ère de l’Astronomie multi- messagers: • Combinaison de l’optique/IR, X et OG

• A faire: modélisation détaillée de la détection de population galactique

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Sylvain CHATY - LISA France - 20-21/01/2005 Binaires galactiques de courte période vues par LISA Sylvain CHATY Université Paris 7 – Service dAstrophysique