LES SURSAUTS GAMMA J-L Atteia (CESR - CNRS / UPS) BREF HISTORIQUE DISTANCE et LUMINOSITE L ’EMISSION PROMPTE ORIGINE TAUX de FORMATION STELLAIRE LES PROCHAINES MISSIONS...

BREF HISTORIQUE (1) 1970 : Découverte de l ’émission gamma prompte 1974 – 1990 : Recherche des contreparties... en vain Etude des propriétés d ’ensemble des sursauts : - Isotropie, absence de répétitions - Deux types de sursauts - Etendue spectrale, X-ray --> MeV Découverte des Soft Gamma-Repeaters 1991 : Compton GRO Sensibilité (x 5-10) 2000 sursauts, mais toujours isotropes --> Sources cosmologiques ?

Isotropie La carte des sursauts du 1er catalogue de BATSE (Fishman et al. 1994)

BREF HISTORIQUE (2) 1997 : Découverte de l ’émission retardée (afterglow) en RX, visible, radio... + Premières mesures de distance + Détection des galaxies hôtes + Physique de l ’afterglow 1999 : Découverte de l ’émission visible prompte + Physique de l ’émission prompte

La contrepartie X de GB970228 GRB970228 observé par l ’instrument MECS de BeppoSAX 8heures et 86 heures après le sursaut (Costa et al. 1997)

La contrepartie visible de GB970228 GRB990228 observé depuis le sol 21 heures et 8 jours après le sursaut (Van Paradijs et al. 1997)

La galaxie hôte de GB990123 La galaxie hôte de GRB990123 observée par Hubble le 08/02/1999 à un redshift z=1.60 (Fruchter et al. 1999)

L ’émission visible prompte de GB990123 Courbe de lumière de l ’émission prompte de GRB990123 (à z=1.60) observée par ROTSE (Akerlof et al. 1999)

L ’émission visible prompte de GRB990123 Flash lumineux associé à GRB990123 tel qu ’il a été observé par ROTSE (Akerlof et al. 1999)

Les sursauts sont donc la trace d ’explosions gigantesques se produisant à des distances cosmologiques…

LA DISTANCE DES SOURCES Les distances de 12 sources de sursauts γ ont été mesurées; elles sont situées à des redshifts compris entre 0.43 et 4.50 Mais … - Il s ’agit seulement de sursauts « longs » (T > 2s). - Les distances sont obtenues à partir des spectres visibles. La distribution observée actuellement est donc certainement biaisée Localisation (X ou γ) Détection d ’un afterglow visible Spectre - de l ’afterglow (raies en absorption) - de la galaxie hôte (raies en émission) --> Possibilité d ’utiliser la raie du fer dans le spectre X de l ’afterglow ?

2 classes de sursauts L ’histogramme des durées des sursauts montre 2 pics (Meegan et al. 1996). Il n ’existe pas d ’observation d ’afterglows pour les sursauts courts (attendre HETE-2...).

LUMINOSITE Lγ varie de 3 1051 (Ω/2π) à 1054 (Ω/2π) erg ------- Connaître la distance des sources permet de calculer l ’énergie libérée pendant les sursauts. Lγ varie de 3 1051 (Ω/2π) à 1054 (Ω/2π) erg La Fonction de Luminosité des sursauts γ est donc très étendue (> 103) ------- Estimer l ’énergie totale libérée pendant un sursaut est difficile … - Degré de focalisation de l ’émission - Efficacité de radiation - Energie emportée par les ν - Energie emportée par les ondes gravitationnelles L ’évolution de l ’afterglow dépend du degré de focalisation : GRB990510 --> (Ω/2π) < 1%

Mesurer la focalisation de l ’émission La zone visible du jet s ’étend au fur et à mesure que le facteur de Lorentz décroît. Lorsque toute la surface du jet est vue, il se produit une cassure achromatique dans la courbe de lumière de l ’afterglow. Cet effet permet de remonter à l ’ouverture du jet.

L ’afterglow  de GRB980510 La courbe de lumière de l ’afterglow de GRB980510 montre une cassure 1 jour après le sursaut. Cette cassure a été interprétée comme l ’évidence d ’une émission sous forme d ’un jet d ’ouverture ~5 ° (Harrison et al. 1999).

L ’EMISSION PROMPTE - Problème de la compacité Γ > 100 Mais, Γ ~ E/mc2 ==> Il faut injecter beaucoup d ’énergie à une faible masse Chocs au sein de la matière éjectée ? - Accélération /refroidissement des électrons - Rôle du champ magnétique ? - Rôle des protons ? - Ouverture du jet ? Beaucoup d ’inconnues demeurent … - Importance de l ’émission au GeV et au-delà - Importance de l ’émission visible - Evolution temporelle en dehors du domaine X- γ Mais les observations nouvelles arrivent… (couverture multi-WL de l ’émission prompte)

ORIGINE Les sursauts γ sont très certainement d ’origine stellaire : + Collapsar + Coalescence d ’étoiles à neutrons ==> Trou noir + Tore de matière L ’environnement est très différent : Discrimination par … - L ’étude de l ’afterglow (évolution et spectre) - Position dans la galaxie hôte - Emission prompte (durée ?)

2 TYPES D ’ AFTERGLOW X ? La normalisation à une distance commune de toutes les observations d ’afterglows X suggère 2 types d ’émissions distincts (Boër & Gendre, 2000).

SURSAUTS GAMMA et TAUX de FORMATION STELLAIRE L ’univers est transparent pour les γ ET les sursauts ont une origine stellaire ==> Les sursauts γ constituent un bon traceur de l ’évolution du taux de Formation Stellaire. Modèle : - Cosmologie - Taux de formation stellaire - Fonction de luminosité des sursauts - Propriétés des sursauts Prédictions : ==> Distribution en intensité ==> Distribution en redshift ==> Densité locale de sources

La courbe Log(N)-Log(P) Exemple de comparaison entre la courbe Log(N)-Log(P) observée par BATSE et celle prédite par une distribution de sources cosmologiques de luminosité variant entre 1056 et 1059 γ/s.

UN PEU D ’ASTROPHYSIQUE L ’afterglow Choc de la matière éjectée sur le milieu externe - Densité du milieu externe ? - Ouverture du jet (breaks) ? - Afterglows « orphelins » ? (sans le sursaut γ) les galaxies hôtes : - Pas toujours détectées - Les galaxies hôtes semblent « normales » - GRBs dans les régions de formation stellaire ? Les sursauts comme sources tests : - Quantité de matière sur la ligne de visée - Sondes du MIS lointain (métallicité, degré d ’ionisation...) - Mesure du fond diffus IR Association avec supernovae ? Origine des Rayons Cosmiques ?

LES MISSIONS A VENIR Dans l ’espace : Toutes permettront la localisation rapide des sursauts HETE - 2 (2000) : 6 ’ / 10s / 40 ssts/an INTEGRAL (2002) : 1 ’ / 30s / 20 ssts/an SWIFT (2003) : 1" / 60s / 300 ssts/an GLAST (2005) : 10 ’ / 30s / >100 ssts/an Microsat γ (2005) : 5 ’ / 10s / >100 ssts/an XMM et Chandra (afterglow en RX) Au sol : Emission prompte : TAROT, ROTSE, LOTIS Afterglows : VLT, KECK, ALMA THE : HESS, MILAGRO, AUGER Ondes gravitationnelles : VIRGO, LIGO

HETE-2 sur le lanceur Pegasus (15/09/2000) Lancement … le 7 octobre 2000 à 5:45 TU !!!

La distribution des alertes Le système de suivi de HETE comprend 3 stations de réception principales (pour toute la télémesure scientifique) et 11 stations secondaires (pour les alertes sursauts). Les alertes sont envoyées au MIT puis retransmises sur Internet...

Les stations de réception des alertes La répartition des stations secondaires le long de l ’équateur terrestre garantit que HETE-2 sera toujours en vue de l ’une de ces stations. Cette configuration minimise le délai entre le calcul des positions des sursauts par le satellite et la diffusion de ces positions sur Internet. Ce délai devrait se situer entre 10 et 30 secondes (pour des positions précises à quelques minutes d ’arc).

Le télescope automatique TAROT TAROT est le dernier maillon de la chaîne de traitement automatique des alertes sursauts. A la réception d ’une alerte par Internet, il se pointe automatiquement et en moins de 5 secondes vers la source et commence des séries de mesures.