Les transitoires à trou noir (BHT) sont parmi les sources X les plus brillantes de la galaxie. Grace à leur flux X intense et leur variabilité rapide, elles offrent une opportunité unique d’étudier
la physique de l’accrétion dans des conditions physiques extrêmes. Ces sources présentent des éruptions épisodiques caractérisées par différents niveaux de luminosité en rayons X et γ , differentes formes spectrales et propriéé de variabilité temporelle. Le but de cette thèse est de mieux comprendre la géométrie, les mécanismes et les processus physiques jouant un role dans la transitoire X à trou noir brillante GRS 1716-249.
Je présente l’analyse spectrale et temporelle des observations de GRS 1716-249 en rayons X effectuées avec l’Observatoire Neil Gehrels Swift durant son éruption de 2016-2017. Ces données m’ont permis d’étudier l’évolution des paramètres physique pendant toute la durée de l’éruption ainsi que les changements de géométrie de la matière accrétante durant les transitions spectrales.
Je montre que le disque d’accrétion pourrait avoir atteint la dernière orbite circulaire stable pendant l’état dur intermédiaire. Ceci est en accord avec le modèle de disque tronqué dans lequel bord interne du disque se rapproche de l’objet compact.
De plus, le suivi de la source en ondes radio, effectué pendant l’éruption, me permet de placer la source sur la branche radio faible de la correlation des luminosités radio et X.
Par la suite, je me concentre sur l’émission en rayons γ mous de la source. Un excès à haute énergie est détecté au dessus de 200 keV par rapport au spectre de Comptonization thermique.
L’origine de cette composante pourrait être l’émission Compton inverse par des électrons non-thermiques dans la couronne, ou l’émission synchrotron d’electron relativistes dans le jet.
Je commence par fitter le spectre large bande X/γ de GRS 1716-249 avec des modèles de Comptonization hybride thermique/non-thermique: EQPAIR et BELM.
Les ajustements spectraux avec BELM me donnent une limite supérieure sur l’intensité du champs magnétique dans la couronne. Je considère ensuite la possibilité que l’excès à haute énergie soit dû au jet.
Dans ce but, j’ai produit une distribution spectrale d’énergie s’étendant de la radio jusqu’au rayons γ. J’ajuste ces données avec un modèle de disque d’accrétion irradié plus Comptonization pour simuler l’émission du flot d’accrétion, et un modèle de shock internes pour l’émission du jet (ISHEM). Ce modèle de jet suppose que les fluctuations de vitesse du jet découlent directement de la variabilité rapide du flot d’accrétion observée en rayons X.
Bien que le modèle ISHEM reproduise bien les données radio et γ-mous de GRS 1716-249, les résultats favorisent le scenario de Comptonization non-thermique dans le flot d’accretion, plutôt qu’une émission synchrotron du jet au delà de 200 keV. |
Black hole transient (BHT) are among the brightest X-ray sources in the Galaxy. Thanks to their high X-ray flux and short variability time scales they offer a unique opportunity to study the physics of the accretion under extraordinary physical conditions.
These sources show episodic outbursts characterized by different X/γ-ray luminosities, spectral shapes and timing properties.
The aim of this thesis is the understanding of the geometry, mechanisms and physical processes playing a role in the bright black hole X-ray transient GRS 1716-249.
I present the spectral and timing analysis of X-ray observations performed with the Neil Gehrels Swift Observatory on GRS 1716-249 during the 2016-2017 outburst. These data gave me the opportunity to study the evolution of physical parameters and geometry variation of the accreting matter through the spectral transitions during the whole outburst.
I found that the accretion disc could have reached the inner stable circular orbit during the hard intermediate state, coherently with the truncated accretion disc scenario in which the disc moves closer to the compact object.
Then, the radio monitoring performed during the outburst let me locate the source on the ever more populated radio-quiet branch on the radio/X-ray luminosity plane.
Thereafter, focusing on the soft γ-ray emission of the source, I observed a high energy excess, above 200 keV, in addition to the thermal Comptonization spectrum.
This component could be originate either through inverse Compton of the soft photons by non-thermal electrons in the corona, or from synchrotron emission of energetic electrons in the jet.
First, I fitted the broad band X/γ-ray spectrum of GRS 1716-249 with hybrid Comptonization thermal/non-thermal models: EQPAIR and BELM.
Using BELM I obtained an upper limit on the magnetic field intensity in the corona.
Finally, I investigated the possible origin of this high energy excess as due to jet emission. To this aim, I computed the Spectral Energy Distribution of GRS 1716-249 with the multi-wavelength observations (from the radio band to γ-rays) performed. I modelled the accretion flow with an irradiated disc plus Comptonization model and the jet emission with the internal shock emission model (ISHEM). This model assumes that the jet velocity fluctuations are directly driven by the variability of X-ray timing proprieties of the accretion flow.
Even though ISHEM reproduces the radio and soft γ-ray data of GRS 1716-249, the results seems to disfavour the jet scenario for the excess above 200 keV, in favour of non-thermal Comptonization process. |