Quasi Periodic Oscillations in Low Mass X-Ray Binaries

I report on a comprehensive analysis of the kilohertz quasi-periodic oscillations (kHz QPO) detected from low-mass X-ray binaries with the Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE). I present the methods used to process the data to detect kHz QPO, to estimate their parameters and to reconstruct their time-frequency dependencies. I have validated these methods with simulated data. Using data of 7 different sources observed over about 15 years, the drop of the quality factor of the lower kHz QPO above 700-850 Hz is shown in 7 sources. This drop is confirmed sources 4U 1636-536, 4U 1608-52, 4U 1728-34, 4U 1735-444 and 4U 1820-303 using a larger data set. For the first time, the drop is seen in Aquila X-1 and 4U 0614+09. If this drop is due to an approach towards the innermost stable circular orbit (ISCO), it implies a gravitational neutron star mass ranging from 1.9 to 2.1 M. This relatively high neutron star mass is still consistent with modern equations of state. The separation frequency between the twin kHz QPO is also studied for 4U 0614+09 and Aquila X-1. In Aquila X-1, the frequency separation is measured for the first time at 280 Hz, fully consistent with the half of the rotational frequency of the neutron star \mu_spin/2. In 4U 0614+09, a constant frequency separation around 320 Hz is measured; consistent with previous results obtained using a limited data set. This value is significantly different from the frequency measured in one X-ray burst with the BAT onboard SWIFT (414 Hz). In 4U 0614+09, the frequency separation would not be linked to \mu_spin. However, before drawing theoretical conclusions, the spin frequency measured for 4U 0614+09 must be confirmed. Finally, I study the distribution of the frequency ratios in 3 different neutron star kHz QPO sources, namely Sco X-1, 4U 1636-536 and 4U 0614+09. Distributions of frequency ratios of twin kHz QPO cluster around 1.5 for the 3 systems. This clustering has been previously reported in Sco X-1 and 4U 1636-536 and used as an argument supporting resonance based models. Based on a much larger data set, our study shows that in 4U 1636-536, 4U 0614+09 and Sco X-1, the clustering observed is a consequence of the frequency dependance of the statistical significance of the kHz QPO detection. Albeit always present, twin kHz QPO can only be detected together on the same timescales over limited frequency ranges, leading to a cluster around 1.5 in the distribution of frequency ratios. This cluster is not due to preferred frequencies in the system, a prediction of resonance based models.Cette thèse est consacrée à l'étude des propriétés des oscillations quasi périodiques au kilo Hertz (kHz QPO) dans les systèmes binaires X de faible masse. Pour détecter les kHz QPO, mesurer leurs paramètres et suivre leur évolution dans le temps, j'ai développé des méthodes d'analyse qui s'appliquent aux données acquises par le satellite Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE). J'ai validé ces méthodes sur des données simulées. L'analyse des données de sept sources observées pendant 15 ans avec l'instrument Proportional Counter Array a mis en évidence la chute de cohérence des oscillations au-delà de 700-850 Hz pour tous les systèmes étudiés. Ce résultat obtenu par les précédentes études sur les sources 4U 1636-536, 4U 1608-52, 4U 1728-34, 4U 1735-444 et 4U 1820-303 est confirmé en utilisant un ensemble de données plus important. Cette chute de cohérence est observée pour la première fois pour les systèmes 4U 0614+09 et Aquila X-1. Dans l'hypothèse où celle-ci est la signature de la dernière orbite stable prédite par la relativité générale, la masse de l'étoile à neutrons est évaluée à 1.9-2.1 M. Cette masse, quoique élevée, est compatible avec certaines équations d'état de la matière super condensée. J'ai étudié la séparation en fréquence entre les kHz QPO jumeaux dans les systèmes 4U 0614+09 et Aquila X-1. Pour le système Aquila X-1, cette séparation en fréquence est mesurée pour la première fois à 280 Hz, proche de la moitié de la fréquence de rotation de l'étoile à neutrons (\mu_spin/2). Pour 4U 0614+09, la séparation est constante à 320 Hz et très différente de la fréquence à 414 Hz de l'oscillation détectée dans un sursaut X observé avec le BAT de SWIFT et assimilée à \mu_spin. Cette séparation est comparable à celle mesurée à partir d'un ensemble de données moins important. Dans le système 4U 0614+09, la séparation en fréquence ne serait pas liée à la fréquence de rotation de l'objet compact. J'ai étudié la distribution des rapports de fréquences des kHz QPO dans les systèmes Sco X-1, 4U 1636-536 et 4U 0614+09. Ces distributions sont piquées autour de 1.5. Je montre pour la première fois que cette distribution piquée est la conséquence directe de la dépendance en fréquence de la significativité statistique des kHz QPO. Du fait de la sensibilité limitée de l'instrument PCA et bien que toujours présents, les kHz QPO jumeaux sont détectés simultanément sur une bande en fréquence étroite, correspondant à des rapports de fréquence autour de 1.5. Ces distributions ne sont donc pas liées à l'existence de fréquences préférées dans le système; une prédiction forte du modèle de résonance