Thèse les Jets de Microquasars à Haute Energie H/F - Université de Toulouse

Établissement : Université de Toulouse
École doctorale : SDU2E - Sciences de l'Univers, de l'Environnement et de l'Espace
Laboratoire de recherche : IRAP - Institut de Recherche en Astrophysique et Planetologie
Direction de la thèse : Julien MALZAC ORCID 0000000333343424
Début de la thèse : 2026-10-01
Date limite de candidature : 2026-06-01T23:59:59

Les trous noirs stellaires sont des objets extraordinaires, issus de la mort d'une étoile massive (M>15- 20 M). Lorsqu'ils sont dans un système binaire, ils accrètent de la matière d'une étoile compagnon et peuvent produire des jets de matière relativistes se propageant à des vitesses proche de celle de lumière sur des distances allant jusqu'à quelques centaines de parsec. Dans ce cas, on parle d'un microquasar. Leurs jets constituent un site d'accélération des particules les plus énergétiques de l'univers. Un des grands mystères est l'origine (mécanisme physique) et la composition de ces jets.

L'objet de la thèse est d'explorer l'émission à haute énergie de jets relativistes lancés par les microquasars (trous noirs stellaires accrétant la matière d'un étoile compagne). L'analyse des observations dans le domaine X-dur et gamma (1 keV - 10 TeV), sera accompagnée par une modélisation des émissions pour contraindre les processus d'accélération de particules, la structure de ces jets et leur composition, l'énergie qu'ils emportent, l'interaction avec l'environnement dans lequel ils se propagent (vent stellaire, milieu interstellaire...)

Nous disposons d'un modèle numérique d'émission de jets nommé ISHEM qui est basé sur le scénario des chocs internes. ISHEM qui a été considérablement utilisé et testé pour interpréter les spectres et courbes de lumière à basse fréquence (radio à optique). Afin de l'étendre aux rayons gamma il sera nécessaire d'y introduire de nouveaux ingredients importants, tels que les l'émission Compton inverse de leptons du jets illuminés par l'étoile compagne ou les processus de création de paires électron positron. Afin de contraindre avec les observations la topologie du champ magnétique dans le jet, le ou la doctorant.e calculera également le degrés de polarisation du rayonnement prédit par ce modèle.

Nous utiliserons les données d'instruments de haute énergie opérants dans l'espace tels que SVOM, COSI, INTEGRAL, le télescope Gamma Fermi (8 keV-300 GeV), ou au sol comme le CTAO.

La modélisation se fera en intégrant également des observations à plus basse fréquence (radio, IR, optique, rayons X) et en prenant en compte la présence d'autres composantes physiques à modéliser telles que le flot d'accrétion ou étoile compagne. Cet modélisation globale, sur lensemble du spectre électromagnétique, nous permettra de mieux comprendre le couplage entre le flot d'accrétion et le jet.

Accretion et ejection sur les trou noirs

Les trous noirs (TN) constituent la forme de masse la plus compacte de l'Univers. Leur existence et leurs effets sur l'espace-temps représentent des prédictions fondamentales de la théorie de la relativité générale (RG). Loin d'être de simples curiosités exotiques, nous savons désormais que les TN jouent un rôle majeur dans la structuration de l'Univers, exerçant un impact inattendu sur une vaste gamme d'échelles lorsqu'ils sont actifs par accrétion, c'est-à-dire lorsqu'un trou noir capture de la matière présente dans son environnement.
Une fraction significative de la masse au repos ainsi capturée est convertie et canalisée vers d'autres formes d'énergies, avec une efficacité environ 10 à 60 fois supérieure à celle de la fusion nucléaire. Une partie de cette énergie est dissipée sous forme de rayonnement. Le gaz qui s'enfonce dans le puits de potentiel du trou noir forme un flot d'accrétion qui s'échauffe et constitue une intense source de rayonnement observable, faisant des TN accrétants les objets les plus lumineux de l'Univers.
Une part importante de la puissance d'accrétion peut également être libérée sous forme d'énergie cinétique. En effet, une fraction de la matière accrétée n'est pas engloutie par le trou noir, mais expulsée du système sous la forme de vents non collimatés, ou de jets de plasma magnétisé, hautement collimatés, se propageant à des vitesses proches de celle de la lumière et transportant une fraction significative de la puissance d'accrétion. Ces jets se développent sur de grandes distances et peuvent avoir un impact considérable sur le milieu environnant, à des échelles spatiales (jusqu'au Mpc dans pour un TN supermassif, centaines de parsec pour un microquasar) allant bien au-delà de la zone d'influence gravitationnelle du trou noir lui-même.

Les mécanismes de formation de ces jets ne sont pas encore complètement élucidés et impliquent la présence de champs magnétiques. Ils seraient lancés par des mécanismes d'éjection hydro-magnétiques associés soit à la rotation du disque d'accrétion (Blandford & Payne 1982), soit à celle du trou noir lui-même (Blandford & Znajek 1977). La compréhension de ces phénomènes d'éjection, ainsi que de leurs effets sur l'environnement des trous noirs, constitue un enjeu majeur de l'astrophysique moderne.
Les jets de TN sont également des sites d'accélération de particules de très haute énergie, produisant un rayonnement détectable sur l'ensemble du spectre électromagnétique. En tant que puissants accélérateurs de particules, ils constituent ainsi un laboratoire unique pour l'étude des processus fondamentaux de la physique des hautes énergies. Ils sont probablement à l'origine d'une partie des rayons cosmiques de haute énergie, potentiellement jusqu'à des énergies supérieures à 10²¹ eV, ainsi que de neutrinos secondaires, qui sont au coeur de plusieurs grandes expériences au sol (par exemple ANTARES, Auger, IceCube, KM3NeT).

Le modèle ISHEM et l'émission multi-longueurs d'onde des jets de microquasars

D'un point de vue observationnel, les microquasars, TN de masse stellaire (3 à 100M) qui accrètent la matière d'une étoile compagne au sein d'un système binaire, constituent des systèmes galactiques proches et brillants, relativement faciles à observer. Leur évolution peut être suivie sur des échelles de temps humaines, contrairement à la plupart des trous noirs supermassifs. Une quantité importante et croissante de données observationnelles est aujourd'hui disponible pour ces objets (Done et al. 2007). Pour ces raisons, ils constituent un laboratoire privilégié pour l'étude des processus d'accrétion et d'éjection, et représentent l'objet d'étude principal de cette thèse.

Leurs jets produisent un rayonnement synchrotron et inverse Compton, observable depuis les ondes radio jusqu'aux rayons gamma. Ces émissions - à travers leurs spectres, leur polarisation, leur variabilité temporelle et leurs propriétés d'imagerie - permettent de sonder les conditions physiques régnant dans le jet et d'estimer la puissance dissipée sous forme radiative et cinétique dans l'environnement du trou noir.

Un modèle radiatif d'émission des jets, développé à l'IRAP, est basé sur le scénario des chocs internes (Malzac 2013, 2014). Ce modèle suppose que la vitesse de lancement du jet est fortement variable sur de courtes échelles de temps, ce qui engendre la formation de chocs émissifs à grande distance le long du jet. Ces chocs accélèrent les particules responsables des émissions observées. Il a été montré que ce mécanisme reproduit avec succès les spectres et la variabilité temporelle observés dans les microquasars, des fréquences radio jusqu'aux bandes visibles (Drappeau et al. 2015, 2017 ; Malzac et al. 2018 ; Péault et al. 2019 ; Marino et al. 2020 ; Bassi et al. 2021). L'un des objectifs de cette thèse sera de tester ce modèle à des fréquences plus élevées, dans les bandes X et gamma, ce qui nécessitera au préalable d'y apporter certaines améliorations (voir section Méthodes).

De l'optique jusqu'aux rayons X durs (~100 keV), l'émission du flot d'accrétion semble dominer, même si la contribution potentielle du jet dans ces bandes reste sujette à controverse (Markoff et al. 2001; Luchini et al. 2022). Aborder cette question nécessite une modélisation conjointe et cohérente des émissions du flot d'accrétion et du jet.

À plus haute énergie, dans le domaine des rayons gamma mous (~ 1 MeV), une composante spectrale fortement polarisée a été mise en évidence dans plusieurs sources (Jourdain et al. 2011; Cangemi et al. 2023; Chattopadhyay et al. 2024). Dans ces objets, le degré de polarisation mesuré (60 %) est tel qu'il ne peut être expliqué que par une émission synchrotron produite dans un champ magnétique fortement ordonné. Ces observations renforcent l'hypothèse d'une dominance du jet dans le domaine du MeV. Toutefois, les différents modèles de jets peinent encore à reproduire le flux observé dans cette bande d'énergie (Zdziarski et al. 2014; Bassi et al. 2019).

Dans les bandes GeV, les détections sont plus rares : bien que toutes les binaires X connues produisent des jets radio, seules deux sources - Cyg X-1 et Cyg X-3 - ont été détectées à ce jour dans le domaine GeV, par les télescopes AGILE (Astro-Rivelatore Gamma a Immagini LEggero) et Fermi (Tavani et al. 2009 ; Abdo et al. 2009 ; Malyshev et al. 2013). Ces émissions sont attribuées au processus d'inverse Compton impliquant les particules relativistes du jet. Leur étude apporte des contraintes importantes sur la physique de l'accélération des particules, bien que leur apparition semble requérir des conditions physiques particulières.

En revanche, aux ultra-hautes énergies, le télescope LHAASO (Large High Altitude Air Shower Observatory, 10 TeV-10 PeV) a récemment rapporté plusieurs détections d'émissions très étendues et spatialement décalées par rapport à l'objet compact (> 10 pc), résultant de l'interaction à grande échelle du jet avec le milieu ambiant (Wang, Reville & Aharonian 2025). Ces résultats confirment que les microquasars sont capables de produire, via leurs jets, certaines des particules les plus énergétiques de l'Univers.

Contexte instrumental :

Ce projet de thèse s'inscrit dans le contexte du démarrage de l'activité de plusieurs télescopes de hautes énergies, dans lesquels l'IRAP est particulièrement impliqué.

SVOM (Space-based multi-band astronomical Variable Objects Monitor, https://www.svom.eu/ ) est une mission spatiale franco-chinoise consacrée à l'étude des sursauts gamma (dans les bandes des rayons X et des rayons gamma de basse énergie 4 keV -5 MeV ). Lancée le 22 juin 2024, la mission a pour objectif principal l'observation d'environ une soixantaine de sursauts gamma par an. Elle constitue également un outil exceptionnel pour l'étude du ciel variable et transitoire, et permet notamment le suivi de l'activité des microquasars.

COSI (Compton Spectrometer and Imager, https://cosi.ssl.berkeley.edu) est un télescope Compton sélectionné par la NASA comme mission de type SMEX (Small Explorer), avec un lancement prévu en 2027. Il couvre la bande d'énergie 0,2-5 MeV, souvent appelée le « gap MeV », car il s'agit de la région la moins explorée de l'ensemble du spectre électromagnétique. COSI offrira une amélioration significative de la sensibilité ainsi qu'une spectroscopie à haute résolution. Parmi ses objectifs scientifiques figurent notamment la mesure de la polarisation des sources compactes.

CTAO (Cherenkov Telescope Array Observatory, https://www.ctao.org/) est un observatoire international de nouvelle génération dédié à l'astronomie des très hautes énergies (20 GeV-300 TeV). Réparti sur deux sites, l'un dans l'hémisphère Nord (La Palma, Espagne) et l'autre dans l'hémisphère Sud (désert d'Atacama, Chili), il vise à étudier les phénomènes astrophysiques les plus extrêmes avec une sensibilité et une couverture énergétique sans précédent. Le projet est actuellement en phase de construction et de déploiement progressif des télescopes, les premières observations scientifiques étant déjà en préparation, avec une exploitation complète prévue au cours des prochaines années.

-determiner la nature de l'émission au MeV des binaires X à trou noir
-contraindre la nature des mechanismes d'accelerations
-contraindre le profile et la structure du champs magnétique dans les jet compacts
-éclairer l'interconnexion entre flot d'accrétion et jets

1. Extension du modèle ISHEM aux hautes énergies

L'émission synchrotron des particules du jet peut atteindre des énergies de l'ordre de quelques MeV au maximum. Pour rendre compte des détections à des énergies plus élevées, il est nécessaire d'invoquer le processus d'émission par diffusion Compton inverse : des leptons relativistes accélérés dans le jet produisent des photons gamma en diffusant des photons de basse énergie, provenant soit de leur propre émission synchrotron (on parle alors d'émission *Synchrotron Self-Compton*, SSC), soit de champs de photons externes résultant de l'illumination du jet par l'étoile compagne et/ou le disque d'accrétion (Compton externe).

La version actuelle du modèle ISHEM inclut la composante SSC, mais ne prend pas en compte la composante Compton externe. Or, cette dernière peut amplifier significativement l'émission gamma observable. Elle dépend fortement des caractéristiques spécifiques du système binaire (angle de vue, paramètres orbitaux, type d'étoile compagne, etc.) et pourrait expliquer pourquoi seules certaines sources sont détectées dans le domaine gamma.

Un autre effet important à considérer pour l'émission gamma est le processus d'absorption photon-photon. En effet, une fraction significative du rayonnement gamma émis par le jet peut être absorbée via des interactions photon-photon avec le champ de photons ambiant, conduisant à la création de paires électron-positon. Ces paires peuvent à leur tour produire de l'émission gamma par diffusion Compton inverse.

Il s'agira donc de développer les modules numériques nécessaires pour modéliser ces différents effets et de les implémenter dans ISHEM. La comparaison d'un tel modèle avec les observations à haute énergie permettra de contraindre les processus d'accélération des particules, la localisation des régions d'émission gamma dans ces sources, ainsi que la composition des jets (plasma ion-électron versus plasma de paires électron-positon).

Les mesures de polarisation fourniront des contraintes supplémentaires sur le champ magnétique et la géométrie des jets. En supposant un champ magnétique structuré dans le jet, combiné à une composante turbulente générée dans les chocs, comme le suggèrent les simulations de Magnéto-hydrodynamique, nous introduirons le transfert de rayonnement polarisé dans ISHEM. Les résultats seront comparés à des observations de spectro-polarisation multi-bandes afin de contraindre la topologie du champ magnétique dans les jets.

2. Comparaison aux observations

L'étudiant participera à l'analyse de données issues d'instruments de hautes énergies dans lesquels l'IRAP est particulièrement impliqué, et pour lesquels nous disposons d'une expertise reconnue et d'un accès privilégié.

SVOM permettra de mesurer des spectres et des courbes de lumière dans la bande des rayons X durs (4-120 keV). De plus, le réseau de télescopes au sol associé à SVOM fournira des observations complémentaires quasi simultanées dans les bandes optiques et infrarouge. Cela permettra de corréler l'activité du jet avec celle du flot d'accrétion.

COSI permettra d'étudier les composantes spectrales dans le domaine du MeV et d'en mesurer la polarisation, afin d'en élucider la nature physique.

CTA permettra d'explorer les composantes inverse Compton à très haute énergie (GeV-TeV) et de contraindre à la fois la géométrie du système et les mécanismes d'accélération des particules.

De plus l'étudiant.e aura à sa disposition des observations du télescope Gamma Fermi (8 keV-300 GeV) ainsi que des données d'archives d'INTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory 3 keV-10 MeV), deux instruments auxquels l'IRAP a participé.

Lors des comparaisons aux observations, une approche multi-longueurs d'onde et multi-instruments sera adoptée. Les données issues de SVOM, COSI et CTAO seront combinées et complétées par d'autres observations multi-longueurs d'onde obtenues par nos collaborateurs.

Pour ces comparaisons, le modèle spectral de jet ISHEM sera couplé à un modèle détaillé de flot d'accrétion : le modèle JED-SAD (Jet Emitting Disk-Standard Accretion Disk, Marcel et al. 2018a, 2018b, 2019). Il s'agit à ce jour du seul modèle radiatif de flot d'accrétion capable de reproduire les spectres X des binaires X au cours de toutes les phases de leurs sursauts, tout en rendant compte simultanément du lancement des jets et de leurs effets sur la structure du disque d'accrétion. Cette approche globale de modélisation permettra, d'une part, de mieux contraindre les paramètres libres des modèles - certains étant communs à ISHEM et JED-SAD - et, d'autre part, de séparer de manière robuste les contributions liées aux processus d'accrétion et d'éjection.

Pour cette thèse nous recherchons une personne qui a validé un master d'astrophysique ou de physique avec un profil de modélisateur/trice avec des compétences en calcul numérique ainsi qu'un intérêt pour lanalyse de données. De bonnes aptitudes de communication orale et écrite en anglais pour présenter ses résultats (publication, congrés, réunions) sont souhaitées.