Les sursauts gamma Bruce Gendre LAM/OAMP

Introduction générale : la physique de l'astronomie Rayons gamma Rayons X UV Optique IR Radio 20 pm 10 nm Longueur d'onde 400 nm 900 nm Quelques ordres de grandeur : Montagne : ~ km Immeuble : 20 m Fenêtre : 1m Molécule : nm Atome : 0.1 nm Noyau atomique : 1fm (10-15 m)

Introduction générale : la physique de l'astronomie Domaine des hautes énergies : rayons X et gamma Unité de prédilection : l'électron-volt (eV) Il mesure : une énergie E = hv/q une fréquence v = qE/h une longueur (hc/qE) une température T = E/kb Domaines des hautes énergies : rayons X = 100 eV – 100 keV rayons gamma : au dela de 100 keV

Introduction générale : la physique de l'astronomie Les mécanismes de production de rayons X et gamma recombinaison atomique transition nucléaire et annihilation matière-antimatière rayonnement de corps noir interaction électro-magnétique interaction des particules Les mécanismes discrets (1 et 2) : Emission d'une ou plusieurs raies Exemple antimatière : un e- "pèse" 511 keV, un H+ 938 MeV Les mécanismes continus (tous les autres) par exemple, si T ~ 108 K, émission maximale dans les X

Introduction générale : la physique de l'astronomie  B Les interactions électro-magnétique Conservation de la quantité de mouvement Donne des informations sur la vitesse et le champ magnétique Les interactions entre particule Conservation de l'énergie et de la quantité de mouvement Effet Compton, Compton inverse

Introduction : Les sursauts gamma et leur émission rémanente Plan de l'exposé Introduction : Les sursauts gamma et leur émission rémanente aperçu historique le modèle de la boule de feu La partie prompte des sursauts gamma Spectre de l'émission prompte Transition prompt-émission rémanente Les très hautes énergies L'émission rémanente l'étude des étoiles lointaines applications à la mesure des distance

Vous prendrez bien un peu d'histoire ? 1944 : premier flash gamma. Cause rapidement quelques problèmes Début des années 1960 : traité d'interdiction des essais atomiques atmosphériques Preuve de la confiance des USA : construction et lancement des satellites VELA 1969 : détection de nombreux "essais atomiques", rapidement reconnus comme extra-terrestres 1973 : publication des alertes d'origines astronomique (Klebesadel et al., ApJ 182, L85) : début de la science des sursauts gamma

Qu'est ce qu'un sursaut gamma ? Une "explosion" qui signale la formation d'un trou noir stellaire soit par la mort d'une étoile massive soit par la fusion de deux objets compacts Une "explosion" très énergétique Energie 1011 erg grille pain (~1 min) 1034 erg Soleil (1 s) 1043 erg Galaxie (1 s) 1050 erg supernova (~qq jours) 1052 erg sursaut gamma (~100 s) pour avoir l'équivalent d'un GRB, il faut 100 ans d'émission d'une galaxie, et 10 fois la durée de vie du soleil ! Une "explosion" qui va produire une boule de feu composée d'électrons, positrons, et de baryons accélérée à des vitesses ultra-relativistes émettant des rayonnements par effet synchrotron

Autopsie d'un sursaut gamma Bouffée de rayons gamma : partie prompte Distribution isotropique dans le ciel assez fréquents (~2/jour) extragalactiques 2 classes de sursauts (Kouveliotou et al. 1993, Dezalay et al. 1996): Sursauts courts ou longs Expliqués par des progéniteurs de nature différente

Que se passe t il après un sursaut gamma ? 28 février 1997 : détection d'une émission rémanente à un sursaut gamma (Costa et al. 1997) Début de l'étude des contreparties : Observées à toutes les longueurs d'onde (X à la radio) Évènements transitoires (durée typique : 1 semaine) Position et distance des sursauts définies (> 150 connus)

Milieu interstellaire Un sursaut gamma a la loupe : le modèle de la boule de feu Milieu interstellaire Un progéniteur éjecte de la matière sous forme de couches plusieurs couches avec des vitesses relativistes différentes éjection focalisée vers l'observateur Certaines couches rattrapent les autres : chocs internes responsable de l'émission prompte Les couches interagissent avec le milieu externe : choc externe responsable de l'émission rémanente Formation d'un choc en retour, percutant les couches retardataires

Profil de densité autour des sursauts gamma longs Distance Supposition la plus simple : milieu de densité constante Avantage : explique presque toutes les données Les sursauts gamma longs sont produits par des étoiles massives Présence de vent stellaire, donc milieu de densité non constante Inconvénient : incompatible avec une grande part des données !! Solution : le choc de terminaison (Ramirez-Ruiz et al. 2001) Confine en théorie le vent stellaire autour du progéniteur Permet d'observer un milieu interstellaire avec un progéniteur stellaire

Théorie de l'émission rémanente L'émission rémanente rayonne par effet synchrotron dans tout le spectre Qui : les électrons (plus faciles à accélérer que les baryons), qui transportent une énergie Ee répartie suivant une loi de puissance Avec quoi : champ magnétique produit par la boule de feu. Energie magnétique : EB Charge baryonique de la boule de feu : "perte d'énergie", peut être responsable de certains rayons cosmiques (EB + Ee  Etot) Comment : interaction avec le milieu environnant de densité n Questions encore ouvertes Comment est injectée l'énergie (immédiatement, pendant un temps bref, pendant longtemps) ? Ces valeurs sont elles constantes ? Est ce le seul mécanisme en jeu lors de l'émission rémanente ?

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La partie prompte : la relation d'Amati Emission prompte : spectre de "Band" (eV-MeV) Une double loi de puissance Un point d'inflexion : l'énergie de pic Eiso : l'énergie totale émise supposant un rayonnement isotrope Cause inconnue Fréquence Densité spectrale (F)  D-2 Eiso

Etude des données SWIFT de Willingale et al. (2007) : L'influence du prompt Etude des données SWIFT de Willingale et al. (2007) : Temps Flux Prompt Ta Emission rémanente La courbe canonique des données SWIFT est une somme de deux composants Un composant lié à l'émission prompte Un second composant de nature moins certaine (émission rémanente ou autre) Un temps de transition Ta typiquement de 1000-10 000 secondes

Les très hautes énergies Dans l'univers, des particules énergétiques voyagent en permanence. Energie supérieure à quelques MeV Cause diverse Effet électro-magnétique de la galaxie Supernovae proches Cause inconnue

Les très hautes énergies GRB 940217 (Hurley et al. 1994): détecté par EGRET, 1 photon de 18 GeV; GRB 941017 (Gonzalez et al. 2003) GRB 090514B (AGILE collaboration) : détecté par AGILE sur le GRID (MeV)

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La courbe de lumière canonique de l'émission rémanente Les résultats de Swift montrent que la courbe de lumière de l'émission rémanente des sursauts gamma est standard En X (Zhang et al. 2004) En optique (Klotz et al. 2008)

Courbe canonique dans le référentiel du sursaut Si l'on exclut les données AVANT Ta Groupe I Sursauts brillants Groupe II Sursauts plus faibles Groupe III Sursauts ne suivant pas les regroupements (GRB 980425, 031203, 060218, 060512) Probabilité de regroupement par chance : 3.6 x 10-8

La même étude peut être faite en optique Et en optique ? Liang & Zhang (2006) La même étude peut être faite en optique Plus délicat car correction pour l'absorption de l'hôte indispensable Regroupement similaire observé (Nardini et al. 2006, Liang & Zhang (2006) Les exceptions 980425 et 031203 sont exclues de l'analyse : pas de comparaison possible Quelle est la cause de ces regroupements ?

Explication possible des regroupements Le modèle de la boule de feu lie le flux X à 4 paramètres : E : Energie totale de la boule de feu EB : Energie magnétique de la boule de feu EE : Energie portée par les électrons de la boule de feu n : Densité du milieu environnant Première hypothèse : Fx = f(Etot, EB, Ee, n) = cte  Etot = cte; EB = cte; Ee = cte; n = cte Les regroupements observés montrent que ces 4 paramètres sont Si tous constants : le sursaut gamma ne se produit que dans des conditions très précises !

Explication possible des regroupements Le modèle de la boule de feu lie le flux X à 4 paramètres : E : Energie totale de la boule de feu EB : Energie magnétique de la boule de feu EE : Energie portée par les électrons de la boule de feu n : Densité du milieu environnant Seconde hypothèse : Fx = f(Etot, EB, Ee, n) = cte  Etot = f1(y) ; EB = f2(y); Ee = f3(y); n = f4(y) Les regroupements observés montrent que ces 4 paramètres sont Si tous constants : le sursaut gamma ne se produit que dans des conditions très précises ! Les regroupements observés montrent que ces 4 paramètres sont Si tous constants : le sursaut gamma ne se produit que dans des conditions très précises ! Si tous liés : sans doute dépendant d'un paramètre du progéniteur (stellaire) car n est fixé AVANT le sursaut gamma !

Explication possible des regroupements Toutefois, on observe plusieurs regroupements, et non un seul : sursauts faibles en X et en optique sursauts brillants en X et en optique sursauts faible en X et brillant en optique On peut expliquer ces regroupements par divers types de boules de feu : Boule de feu peu magnétisée avec peu d'énergie portée par les électrons Boule de feu peu magnétisée avec plus d'énergie portée par les électrons Boule de feu magnétisée avec peu d'énergie portée par les électrons Dans chaque cas : des conditions de boules de feu standards qui font penser à une chandelle standard !

L'émission rémanente X : une chandelle standard ? La répartition des flux 1 jour après le sursaut est fortement bi-modale Possible de déterminer un redshift si on connaît le groupe d'appartenance Peu de dispersion pour le groupe I Même dans le cas du groupe II, l'incertitude sur le redshift est faible (30% si faible incertitude sur le flux) Problème du groupe III : ces sursauts sont les exceptions Notablement sous-énergétiques Tous situés à faible distance (z < 0.5)

Précision de l'estimation du redshift Methode testée en utilisant les sursauts définissant la relation Facile à faire, car on connaît le groupe d'appartenance à chaque fois Biais possible (sursauts définissant une relation utilisés pour valider son application) Bon accord entre les redshifts mesurés et estimés Problèmes à bas redshift Marge d'erreur importante à grand redshift La méthode n'est pas valide pour les sursauts proches (z < 0.5) L'incertitude sur le redshift est ~ 30 %, parfois plus

Un exemple : le modèle multi-longueur d'onde de GRB 050904 GRB 050904 : sursaut situé à z = 6.3 (Kawai et al. 2005) Choc de terminaison position : 0.018 pc (0.018-0.041) (physique stellaire) Milieu de type interstellaire n = 680 particules/cm3 z = 6.3 (densité & composition) Milieu de type vent stellaire A* = 1.8 (1.7-9.0) NH > ~ 1023 cm-2 Effet de jet : géométrie (taux de formation stellaire) Gendre et al. (2007)

L'environnement d'une étoile à z = 6.3 : spectroscopie optique La spectroscopie optique a contraint le milieu environnant Métalicité : Z = 0.05 Z NH ~ 1021.6 cm-2 Kawai et al. (2005) Galaxie hôte : Masse : 1- 4 x 109 M SFR : ~ 15 M an-1 Berger et al. (2006) Milieu intergalactique : Fraction neutre : < 0.6 Totani et al. (2006) Elément prometteur pour l'étude de l'évolution du milieu interstellaire au cours du temps

Conclusions Les sursauts gamma sont dus à des étoiles massives qui explosent dans l'Univers lointain Ils présentent une émission prompte et une émission rémanente, de nature différente, produite par des mécanismes différents Ils sont observables à toutes les longueurs d'onde et permettent d'étudier les propriétés des étoiles massives Une grande question : pourquoi les paramètres de micro-physique de la boule de feu prennent ils CERTAINES valeurs précises et pas d'autres ?

Conclusions Pour avoir accès aux paramètres de micro-physique, il faut modéliser l'émission bolométrique de la boule de feu Nécessité de nouvelles fenêtres d'observation (radio, infrarouge) A différents temps (1h, 6h, 12h, 1j, 1 semaine, 1 mois) pour savoir si ces paramètres varient Ceci est faisable dès à présent, en exploitant les données d'archive, et à moyen terme en coordonnant les moyens d'observation

Et les sursauts courts, dans tout ça ?? Sursaut court

Only a SWIFT satellite could catch a short event… Avant SWIFT, on ne savait rien (ou presque) des sursauts courts Ils durent peu de temps (il faut les détecter) Ils sont durs (et les détecteurs sont peu sensibles) Mais SWIFT a été lancé… … et HETE-2 a localisé un sursaut court (GRB 050709) SWIFT a observé ensuite d'autres sursauts courts (7 en 2005) Les observations de SWIFT ont montré (voir Nature 437) : que les sursauts courts avaient une émission rémanente que les sursauts courts n'étaient pas dus à des magnétars (pour la majorité) que les sursauts courts étaient plus proches que les sursauts longs (z~0.5 contre z~2.7) que certains sursauts courts pourraient être des sursauts longs déguisés (ou vice et versa) : présence de précurseurs, d'émission tardive, …