Les mécanismes à l'origine de l'émission du rayonnement X, souvent variable, peuvent être assez divers. Mais leur logique est presque toujours la même : on a affaire à un transfert de matière en provenance de l'enveloppe de l'étoile la moins évoluée (L'Évolution des étoiles) du couple, en direction de l'étoile qui a déjà atteint son stade compact, c'est-à-dire essentiellement celui d'étoile à neutrons (voire, dans une poignée de cas, de trou noir), qui est le résultat attendu de l'effondrement du coeur d'une étoile massive après son explosion en supernova. 

Lorsqu'on a affaire à naine blanche, résultant de l'évolution d'une étoile de masse modérée, il peut également y avoir émission de rayonnement X, et l'on a parfois suspecté qu'elles puissent dans certains cas participer à une binaire X; mais l'essentiel du rayonnement est de moindre énergie (lumière visible), et si les processus concernés ressemblent à ceux observés dans les binaires X, on se place ici beaucoup plus certainement dans le contexte de novae et autres variables cataclysmiques.

Les binaires X sont habituellement rangées dans deux catégories en fonction de la masse de l'étoile compagnon : 

+ Lorsque celle-ci est supérieure à deux masses solaires, on parle de binaires X massives ou HMXB (= high-mass X-ray binaries). Et c'est dans cette classe que l'on rencontre la plus grande diversité de phénomènes.

+ Lorsque la masse se situe au-dessous de ce chiffre, on a affaire à des binaires X de faible masse ou LMXB (= low-mass X-ray binaries).

La porte de Lagrange - Le transfert peut s'effectuer lorsque l'enveloppe de l'étoile ordinaire remplit complètement son lobe de Roche. Il y a alors un point de passage ouvert vers l'astre compact, le premier point de Lagrange. L'hémorragie se produit donc par là, et elle rejoint un disque d'accrétion formé autour de l'astre compact. C'est ce modèle qui est utilisé en particulier pour expliquer la source Her X-1 (première source X détectée dans la constellation d'Hercule).

Le vent nourricier - Dans le cas où l'enveloppe de l'étoile pourvoyeuse ne remplit pas son lobe de Roche, on peut avoir affaire à une étoile affectée par une importante perte de masse sous forme de vent stellaire. Cela concerne typiquement des étoiles des types O et B, dont la masse est supérieure à dix masses solaires. Une partie de la matière expulsée, à des vitesses de l'ordre de 1000 km/s, se perd dans l'espace, mais une fraction de ce gaz est capté par l'astre compacte, qui le reçoit directement à sa surface (un petit disque peut se former accessoirement). Le cas le plus connu est la source Vel X-1, dans la constellation des Voiles (du vent dans les voiles, donc...). Et l'on peut également citer la source LMC X-4, dans le Petit Nuage de Magellan.

La traversée du disque - Des sursauts X peuvent encore avoir lieu dans une situation où le transfert de masse n'est plus en cause. Cette fois le disque est formé autour de l'étoile, ce qui peut être parfois le cas lorsqu'il s'agit d'une des types O9 à B2 en rotation très rapide (et plus spécialement Be - étoiles B à spectre en émission). La bouffée de rayonnement X a alors lieu chaque fois que l'étoile à neutrons, en orbite, vient se cogner au disque. On cite ici le cas de la source A0535+26 (Taureau).

Vue d'artiste d'une binaire X avec étoile Be,
entourée de son disque.
Source : Philippe Stee.

Schéma de principe
(D'après Tauris et van den Heuvel, 2003).

Binaires X de faible masse
Les étoiles de faible masse n'ont pas un vent stellaire suffisamment important pour justifier par ce biais de transferts de matière significatifs vers leur compagnon compact. Aussi les binaires X de faible masse impliquent-elles essentiellement des couples serrés où le transfert s'effectue par le point de Lagrange L1, après remplissage du lobe de roche de l'étoile donatrice. Ces systèmes sont par ailleurs caractérisés par une une forte émission thermique en provenance du disque d'accrétion. Dans certains cas les sursauts X observés proviennent des explosions thermonucléaires à la surface de l'étoile à neutrons. La situation est alors analogue à de celle que l'on observe avec les novae classiques.

Le moteur des binaires X peut fonction avec une étoile à neutrons ou un trou noir. les masses et, partant, les énergies libérées ont des valeurs différentes, avec un contraste bien marqué entre les deux familles. On constatera sur le tableau ci-dessous que la masse des étoiles à neutrons impliquées se distribue autour de la limite de Chandrasekhar (~1,4 masses solaires), et que les trous noirs ont des masses qui avoisinent les 10 masses solaires.

Les pulsars cannibales

Du fait de leur champ magnétique intense, les étoiles à neutrons sont susceptibles de donner lieu au phénomène de pulsar*. Et cela est encore vrai lorsqu'ils sont la composante d'une binaire X. On les désigne alors comme des pulsars actionnés par accrétion, par opposition aux pulsars ordinaires, actionnés par rotation. Le gaz en provenance de l'étoile compagnon, qui s'abbat sur l'étoile à neutrons, est canalisé par son champ magnétique vers ses pôles magnétiques, occasionnant un intense dégagement d'énergie, sous forme de rayonnement X, principalement à l'intérieur de faisceaux assez étroits. La rotation rapide de l'étoile à neutrons fait le reste, et on a, au total, le phénomène de phare tournant caractéristique d'un pulsar. Un pulsar X, en l'occurrence. On en connaît aujourd'hui des centaines dans notre Galaxie, aussi bien que dans certaines galaxies voisines. L'émission X de ces objets affecte généralement certaines irrégularités. Elle est quasi-périodique. A la période stricte des "pulsations" due à la rotation, s'ajoutent en effet des sursauts et des crises diverses, d'éventuelles éjection de plasma, aussi, qui s'expliquent par la façon plus ou moins irrégulière dont s'effectue la chute de matière vers l'étoile à neutrons.

Formation d'une binaire X massive

La série de schémas ci-dessous donne une idée simplifiée de l'évolution d'un couple composé de deux étoiles massives conduisant à la formation d'une binaire X (d'après van den Heuvel et Heise, 1972). On notera le va et vient du gaz entre les deux composantes, qui correspond à leurs arrivées successives au stade de géante rouge. Les échelles ne sont pas respectées, et les couleurs sont conventionnelles. 

N. B. : Pour une synthèse récente, on reportera à T. M. Tauris et E.P.J. van den Heuvel : Formation and Evolution of compact Stellar X-ray Sources, astro-ph/0303456, mars 2003.

	t = 0 : Naissance (arrivée sur la séquence principale) d'un système composé de deux étoiles massives. Les lobes de Roche ne sont pas remplis, mais des échanges de matière ont d'ores et déjà lieu par l'effet du vent stellaire.
	t = 6,85 millions d'années : l'étoile la plus massive a gonflé en supergéante rouge, son enveloppe remplit le lobe de Roche. Un premier transfert de masse s'amorce.
	t = 6,87 millions d'années : l'essentiel du transfert de masse est terminé. Il se poursuit seulement par l'effet du vent stellaire de l'étoile qui a perdu son enveloppe d'hydrogene.htm , et n'a plus qu'une enveloppe d'hélium (étoile de Wolf-Rayet).
	t = 8,6 millions d'années : l'étoile à hélium explose en supernova. La seconde composante se prépare à quitter la séquence principale.
	t = 15 millions d'années : la binaire X est formée. Après l'explosion, le coeur s'est effondré en étoile à neutrons. L'étoile compagnon, devenue supergéante rouge, transfère de la matière. Un disque d'accrétion se forme peut-être autour de l'étoile à neutron. Si des jets de matière s'extraient de ses régions polaires, on aura peut-être affaire à un pulsar X.

Des phénomènes analogues à ceux que l'on vient de dire peuvent aussi conduire à la formation d'un trou noir, à la place de l'étoile à neutrons. La masse du reliquat doit simplement être plus importante (soit parce que l'étoile progénitrice était plus massive, soit par ce que l'accrétion sur l'étoile à neutrons l'a faite grossir au delà du seuil fatidique).

Le modèle au-dessus
Il existe aussi quelques différences intéressantes entre entre les binaires X à étoiles à neutrons et celles qui renferment un trou noir. En particulier un trou noir n'a pas de surface matérielle sur laquelle viendrait s'écraser la matière accrétée pour y former le point chaud à partir duquel s'effectuera le rayonnement. Couramment le disque d'accrétion se contente d'émettre son rayonnement X sans grandes sautes d'humeur, comme c'est le cas, par exemple, avec Cygnus X-1. Mais des jets de matière, provenant du disque d'accrétion, soufflant également également des rafales de nuages de plasma, peuvent également s'éjecter à des vitesses relativistes (c'est-à-dire proches de la vitesse de la lumière).

De quoi déboucher sur de nouveaux phénomènes, car cela donne naissance à quelque chose qui possède une structure et une logique de fonctionnement très comparable à celle des quasars. Il sont simplement plus petits. 

Différences de taille - Les quasars impliquent des trous noirs supermassifs nichés au centre de certaines galaxies (AGN), et sont nourris par le gaz interstellaire environnant. Ils sont entourés d'un disque d'accrétion émetteur de lumière visible (et/ou radio), d'un diamètre de quelques milliards de kilomètres, et leurs jets se développent sur des distances de plusieurs centaines de milliers, voire souvent de plusieurs millions d'années lumière. Les binaires X à trou noir de masse stellaire, pour leur part s'approvisionnent avec la matière d'une seule étoile. La dimension caractéristique de leur disque d'accrétion, émetteur, lui, de rayons X principalement, mais aussi gamma, est d'un millier de kilomètres seulement. Quant aux jets, leur longueur reste de l'ordre d'une année-lumière.

Un autre objet bien étudié, situé dans la constellation du Sagittaire (coord : 17h 44 mn 2,7 s, -29° 43' 25"), près du centre de la Galaxie, 1E1740.7-2942, détecté en 1992 par le satellite Granat, peut également se comprendre comme un microquasar. Avec quelque chose en plus : il porte la signature de la présence d'antimatière  (Les particules élémentaires). Celle-ci est révélé par l'existence d'un rayonnement gamma de 511 keV. Une énergie caractéristique de l'annihilation de paires d'électrons-antiélectrons, et qui vaut à l'objet le surnom de Grand Annihilateur. Selon l'interprétation qui est faite de ce phénomène, le gaz projeté violemment par un microquasar viendrait se cogner sur un nuage interstellaire proche. Le choc libérerait des photons des très haute énergie, capables de donner lieu à la matérialisation de paires d'électrons-antiélectrons, dont l'annihilation suivrait immédiatement pour donner le rayonnement constaté.