Relativistic jets from stellar mass accreting black holes

Jets relativistes des trous noirs accrétants de masse stellaire Les jets relativistes sont des éjections produites par des objets compacts, dont les trous noirs de masse stellaire. Dans les binaires X de faible masse (BH LMXB en anglais), le trou noir accrète la matière d'une étoile compagnon à travers un disque d'accrétion. Dans cette configuration, le système canalise une fraction de la masse et de l'énergie accrétée dans deux types des jets puissants: jets compacts à petite échelle et plasmons discrets à grandes échelles. Les BH LMXB passent la plupart du temps en quiescence et entrent dans des phases de sursaut sporadiques, au cours desquelles ils parcourent différents états d'accrétion avec des propriétés spectrales de rayons X très différentes, ce qui nous permet d'étudier le même objet sur toute la gamme des régimes d'accrétion à des échelles de temps humaines. Plusieurs problèmes majeurs restent ouverts, dont la connexion entre le disque et les jets, le mécanisme de lancement des jets et la rétroaction de ces jets sur le milieu interstellaire. L'objectif de ma thèse est de fournir de nouvelles informations sur les propriétés des jets, et des progrès peuvent être réalisés en ciblant un seul objet et en se concentrant sur une campagne de surveillance dense, couvrant l'ensemble du sursaut. Au cours de cette thèse, j'ai réalisé la campagne des observations radio et X du sursaut du BH LMXB MAXI J1348-630. La campagne d'observations a été menée avec MeerKAT, ATCA et Swift, totalisant plus de 200 observations dans le cadre de la collaboration ThunderKAT. Au cours du sursaut, la source a traversé tous les états spectraux X typiques des BH LMXB et nous avons détecté de jets compacts en évolution, qui se sont éteints et réactivés au cours des différents états d'accrétion. Nous avons détecté deux rares éjections discrètes relativistes qui ont affiché le mouvement propre le plus élevé jamais mesuré pour ce type d'objets. La première éjection s'est produite lors de la transition d'état dur à mou, tandis que la seconde a été lancée lors d'une courte excursion de l'état mou à l'état intermédiaire. Après avoir voyagé à vitesse constante, la première composante a subi une forte décélération, qui a été observée de façon très détaillée. L'observation de la trajectoire complète du jets permet de modéliser précisément leur mouvement, ce qui est essentiel pour mesurer leurs propriétés physiques. Nous avons réussi à modéliser le mouvement du jet avec un modèle de choc externe, nous permettant ainsi de contraindre le facteur de Lorentz initial du jet, l'angle d'inclinaison et la date d'éjection. L'une des principales conclusions est que le jet est accéléré avec une très grande énergie cinétique initiale (10^46 erg), bien supérieur à ce qui est mesuré avec l'émission synchrotron du jet. Cela implique que les éjections discrètes rayonnent une petite fraction de leur énergie totale, qui est entièrement transférée à l'environnement. L'estimation de la puissance du jet est supérieure à la puissance d'accrétion disponible, et nous présentons plusieurs options pour atténuer cet écart. Aussi, MAXI J1348-630 est probablement dans une cavité à basse densité de 0.6 pc, qui pourrait avoir été produite par l'activité précédente du système. Nous avons également étudié la corrélation à l'état dur entre les luminosités radio (jets compacts) et X (flux d'accrétion interne). Nos résultats couvrent plus de sept ordres de grandeur en luminosité X, ce qui nous permet de sonder le couplage accrétion-éjection jusqu'à des niveaux d'activité très faibles, encore inexplorés. Nous constatons que MAXI J1348-630 appartient à la population des outliers et affiche une corrélation hybride radio/X, et nous discutons de son comportement in relation à des scénarios actuellement proposés. Nos observations, notre interprétation des données et notre modélisation nous ont permis d'obtenir des informations clés sur les propriétés des deux types de jets des BH LMXB et sur l'environnement dans lequel évoluent ces systèmes.