Un catalogue des émissions rémanentes X aux sursauts gamma Bruce Gendre (IASF/INAF) L. Piro, A. Corsi, M. DePasquale, M. Boër.

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1 Un catalogue des émissions rémanentes X aux sursauts gamma Bruce Gendre (IASF/INAF) L. Piro, A. Corsi, M. DePasquale, M. Boër

2 Les sursauts gamma longs : la nécessité d'un catalogue d'observations Un phénomène observationnel : bouffée de photons gamma : émission prompte Emission rémanente (X à radio) due à l'interaction entre le milieu environnant et la matière éjectée lors du sursaut Des dizaines d'observations effectuées : diverses sous-classes définies (XRR, sursauts sombres,…) étude multi-longueurs d'onde de quelques sursauts isolés étude de caractéristiques sur des échantillons réduits (jet,…) aucune vraie comparaison globale de tous les sursauts : causée par l'absence d'une calibration homogène des données Quelques tentatives d'études systématiques (De Pasquale et al. 2003, Gendre & Boer 2005) Préparation d'un catalogue : Gendre et al. 2005a, 2005b, De Pasquale et al. 2005

3 Applications possibles Géométrie du sursaut Caractérisation du milieu environnant Etudes d'une caractéristique donnée sur un grand échantillon Nature des sursauts sombres Nature des flash X et des sursauts riches en X Base de données de comparaison Pourquoi un catalogue d'observations X ? Informations disponibles Taux de détection Indice spectral Flux Absorption Présence de métaux Indice de décroissance temporelle Présence et position de cassures dans les lois de décroissances Applications possibles Géométrie du sursaut Caractérisation du milieu environnant Etudes d'une caractéristique donnée sur un grand échantillon Nature des sursauts sombres Nature des flash X et des sursauts riches en X Base de données de comparaison

4 Le catalogue 3 satellites d'observations : BeppoSAX, XMM-Newton, Chandra 65 sursauts suivis : 51 émissions rémanentes confirmées, 9 probables, 5 non détectées (dont 3 observations tardives et 1 possible) Taux de détection : 78 % (confirmé) 92 % (probable) 98 % (possible) Non-détection de l'émission rémanente X explicable dans presque tous les cas Le sursaut semble toujours suivi d'une émission rémanente

5 Comparaison des échantillons Peu de différences entre XMM-Newton et BeppoSAX : pas de biais de sélection, observations au même moment Grandes différences entre Chandra et les autres échantillons Chandra spectro : sursauts choisis pour être brillants (biais de sélection) Chandra image : sursauts observés tard, sans doute montrant un effet de jet BeppoSAXXMM-Newton Chandra spectro Chandra (image) Index de décroissance1.31.231.451.97 Index spectral1.161.170.930.8 Flux à 40 ks10 -12.2 10 -12.56 10 -11.56 10 -11.57 Temps moyen d'observation (ks)404896325

6 Jet et boule de feu Signature dans la courbe de lumière (Rhoads 1997) changement de pente intervient quand la focalisation relativiste égale l'angle du jet Recherche par relation de fermeture Relation entre les indices de décroissance et spectral Jets exclus dans les échantillons XMM-Newton et BeppoSAX Jets possibles dans les échantillons Chandra Contraintes possibles sur l'angle du jet (12.6° > > 5.1 °)

7 Le milieu environnant le sursaut Contrainte possible du milieu environnant le sursaut par relations de fermeture (sari et al. 1998, Chevalier et al. 1999) Milieu de type vent stellaire Milieu de type interstellaire Dégénérescence de deux relations Levée lors d'observations optiques Majorité de sursauts environnés par un milieu interstellaire Solution : le choc de terminaison Position du choc : très près du progéniteur, maintenu par un milieu très dense Un progéniteur stellaire : signature de supernovae (Stanek et al. 2003) raies métalliques (Piro et al. 1999)

8 Groupe I : émissions rémanentes brillantes à décroissance rapide index de décroissance ~ 1.6 Flux ~ 7 10 -12 erg s -1 cm -2 (1 jour) Groupe II : émissions rémanentes faibles à décroissance plus lente index de décroissance ~ 1.2 Flux ~ 6 10 -13 erg s -1 cm -2 (1jour) 2 exceptions Flux très faible, pas de regroupement Index de décroissance très faible (~0.5) Probabilité de regroupement par chance : 1.1 x 10 -4 Comparaison des courbes de lumière X des émissions rémanentes

9 Autre explication : présence d'un choc de terminaison ? Explication initiale : groupe I en refroidissement rapide, groupe II en refroidissement lent Zone de réponse observationnelle de SWIFT Chincarini et al. 2005 Choc de terminaison Impossible Non confirmé

10 SWIFT semble observer des sursauts moins brillants que les autres satellites (Berger et al. 2005) 2 biais importants : Interpolation assumant une loi de décroissance simple (parfois invalide) Observations SWIFT effectuées quelques minutes après le sursaut (décroissance complexe) Comparaison entre XMM-Newton et SWIFT (sursauts observés après 1.5 heures) : les sursauts SWIFT sont plus brillants ! Faible luminosité apparente due à la partie précoce de l'émission rémanente ? Comparaison avec SWIFT

11 Conclusion Présence de l'émission rémanente X : quasi systématique Symétrie du sursaut : jet Ouverture 5.1° < < 12.6° Milieu environnant : type interstellaire Conséquence sur l'existence et la position du choc de terminaison Flux X : deux groupes Compatible avec les observations SWIFT Flux précoce non identifiable à une loi de puissance décroissante simple