Les binaires X massives (HMXBs) sont parmi les sources de rayons X les plus brillantes de notre Galaxie. Dans ces systèmes doubles, une étoile à neutrons accrète de la masse d'une étoile compagnon massive. La matière est capturée directement à partir du vent de l’étoile massive et, dans certains cas, par l’intermédiaire d'un disque d'accrétion. Quand cette matière tombe sur l'étoile à neutrons, elle est chauffée jusqu'à des millions de degrés et émet donc de grandes quantités de rayons-X.

Parmi plus d’une centaine de HMXBs connues, seules quelques sources ont une inclinaison suffisamment élevée pour que le compagnon occulte périodiquement l'étoile à neutrons, donnant lieu à des éclipses du flux de rayons X. Pour ces sources, il est alors possible de déduire avec une meilleure précision les différents paramètres orbitaux, ainsi que la masse de l'étoile à neutrons, à partir de la durée mesurée de l'éclipse.

Comme la plupart des HMXBs ont des périodes orbitales assez longues (1-10 jours), ceci nécessite des observations prolongées. Grâce au programme d’observation à long terme réalisé par l’imageur IBIS/ISGRI à bord du satellite INTEGRAL, dans la bande de 17 à 150 keV, et par le All Sky Monitor (ASM) à bord du satellite RXTE dans la bande de 2 à12 keV, il a été possible d’obtenir les éphémérides les plus précises disponibles à ce jour pour ces sources.

Avec un temps d'observation accumulé allant de 200 à 1100 heures pour les différentes sources, les courbes de lumière très précises ont pu être déterminées, en particulier pour la première fois à haute énergie (de 17 à 150 keV), révélant que les éclipses sont beaucoup moins affectées et déformées par une absorption asymétrique à ces énergies qu’aux énergies plus basses (voir figure, en bas à gauche). Tous les éclipses à haute énergie deviennent nettes et symétriques, permettant ainsi d'atteindre une précision sans précédent dans la détermination du temps de l'occultation.

Des durées d'éclipse beaucoup plus précises ont été obtenues, ce qui conduit à des valeurs révisées pour la masse des étoiles à neutrons (voir figure en bas à droite). Dans la plupart des cas, les éclipses mesurées sont significativement plus courtes que rapporté précédemment dans la littérature, et donc les masses estimées des étoiles à neutrons sont généralement plus grandes. Bien que les masses mesurées couvrent encore un assez large éventail de (1,0-2,1) M⊙, une fraction importante est au-delà de la valeur canonique de 1,4 M⊙. L'équation d’état (EoS) exacte des étoiles à neutrons n’est pas encore connue exactement. Les équations d’état très « douces »  prédisent des masses maximales dans la gamme 1,4-1,5 M⊙ (cela se produit lorsque le noyau de l’étoile à neutrons est constituée de matière exotique tels que kaons, hypérons et pions), tandis que les équations « dures » permettent d’atteindre des valeurs jusqu'à 2,4-2,5 M⊙ .

Ces nouveaux résultats semblent donc favoriser les équations d’état « dures ». Ils constituent également une base de données très utile pour l’étude des populations de HMXBs et de leur l'évolution, ainsi que pour la modélisation théorique de l'accrétion à long terme dans les binaires X massives.

Publication :

• "The ephemeris, orbital decay, and masses of 10 eclipsing HMXBs"
  Falanga, M., Bozzo, E., Lutovinov, A., Bonnet-Bidaud, J.M., Fetisova, Y. & Puls, J.,
  2015, Accepted for publication on A&A, arXiv:1502.07126
  http://xxx.lanl.gov/abs/1502.07126
• voir l'image du Mois (POM) sur le site de l' ESA

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