Dans les binaires de type AM Her, une naine blanche accrète la matière d'un compagnon de faible masse, vraisemblablement une naine rouge de la séquence principale, qui remplit le lobe de Roche. La naine blanche est fortement magnétique et les caractéristiques de ces objets découlent de la grande intensité du champ. Le champ magnétique synchronise la rotation propre de la naine blanche avec la période orbitale du système. Le champ est tellement intense qu'il empêche la formation d'un disque d'accrétion. La matière de l'étoile compagnon tombe du point de Lagrange L1 vers la naine blanche. Fortement ionisée, la matière est capturée par le champ magnétique qui la force à s'écouler le long d'une colonne d'accrétion en direction d'un (des) pôle(s) magnétique(s), à un rythme moyen de 1016gs-1. À la base de la colonne se produit un choc. Cette région est la source majeure de l'émission de ces systèmes, principalement en X (bremsstrahlung) et optique/IR (cyclotron). C'est par le rayonnement cyclotron que s'explique la polarisation importante aux longueur d'ondes optiques.
Ces systèmes sont variables sur des échelles de temps très diverses, parfois aussi brèves que la seconde. Des oscillations quasi-périodiques à basse fréquence, avec des périodes de l'ordre de 100s, ont été mises en évidence dans certaines binaires AM Her (Bonnet-Bidaud et al. 1991). Celles-ci semblent pouvoir être interprétées comme les oscillations d'un front d'ionisation qui pourrait être formé dans le voisinage du point de Lagrange L1 (King 1989).
Des oscillations quasi-périodiques rapides (désormais désignées par l'acronyme QPO), de 1 à 3s, ont été détectées jusqu'à présent sur cinq objets, qui forment une sous-classe des variables cataclysmiques. C'est à cette classe d'objets que je m'intéresse pour la photométrie rapide.
Les QPO furent détectées pour la première fois en 1982 (Middleditch) dans AN UMa et V834 Cen, en optique, seul domaine spectral où elles aient été détectées jusqu'à présent. Trois autres systèmes présentant des QPO ont été découverts depuis: EF Eri et VV Pup (Larsson 1987, 1989), et BL Hyi (Middleditch 1997). Les QPO se caractérisent par une fréquence moyenne de 0.5 à 1Hz avec une largeur typique à mi-hauteur de 0.3 à 0.4Hz, représentant une variation de 1 à 8% du flux. Elles peuvent sans doute être permanentes, comme l'indiquent les détections systématiques sur AN UMa. La cohérence des oscillations est d'une vingtaine de cycles sur AN UMa (Larsson 1992) et V834 Cen (Ramseyer it et al. 1993). Les fréquences étalées des QPO semblent donc être le fait de variations de fréquence sur l'échelle de la minute.
L'étude détaillée des QPO de VV Pup (Larsson 1989) a montré que les oscillations se produisent à la base de la colonne d'accrétion: cette étude est rendue possible par le fait que VV Pup est un système à éclipse; lorsque le pôle magnétique accréteur de la naine blanche est occulté, les QPO semblent ne plus être visibles.
Les simulations numériques de Langer et al. (1982) ont montré que les QPO pouvaient être générées par des instabilités thermiques dans la région après choc, lorsque la contribution majoritaire à la relaxation du milieu est le rayonnement bremsstrahlung. La hauteur même du choc, soit environ 106m au-dessus de la surface stellaire, sur une surface de 1012m2, oscille. La corrélation entre la fréquence des oscillations et la couleur, sur V834 Cen et AN UMa (Larsson 1989) accrédite le modèle de choc thermique à la base de la colonne d'accrétion: un accroissement de la densité de matière accrétée déplace le pic du spectre cyclotron vers les fréquences plus élevées et diminue simultanément le temps de relaxation (cyclotron) en arrière du choc, ce qui accroît la fréquence des oscillations. Le processus serait inversé dans un modèle de résonance d'ondes d'Alfvèn dans les tubes de champ magnétique (Tuohy et al. 1981).
La fréquence des QPO semble progresser linéairement en fonction du champ magnétique, ce qui pourrait être interprété comme une contribution dominante de l'émission cyclotron au refroidissement du plasma après choc (Wu et al. 1992) par rapport au bremsstrahlung. Le refroidissement deviendrait cependant de plus en plus efficace, au point de supprimer les oscillations. Il serait attendu que les oscillations disparaissent pour des champs de quelques 10MG, ce que démentent les observations. Les simulations de Wolff et al. (1991) et Wu et al. (1992) semblent cependant montrer qu'une accrétion inhomogène puisse entretenir des oscillations. Le modèle de choc thermique prévoit également une modulation du flux X qui n'a pas encore été observée: les limites observationnelles supérieures obtenues par Beardmore & Osborne (1997) restent cependant compatibles avec une modulation X semblable à la modulation optique.