Les sursauts gamma Bruce Gendre LAMOAMP Introduction gnrale

Les sursauts gamma Bruce Gendre LAM/OAMP

Introduction générale : la physique de l'astronomie Rayons gamma Rayons X 20 pm 10 nm UV Optique 400 nm Quelques ordres de grandeur : • Montagne : ~ km • Immeuble : 20 m • Fenêtre : 1 m • Molécule : nm • Atome : 0. 1 nm • Noyau atomique : 1 fm (10 -15 m) IR 900 nm Radio Longueur d'onde

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

Introduction générale : la physique de l'astronomie Les mécanismes de production de rayons X et gamma 1. 2. 3. 4. 5. 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 ke. V, un H+ 938 Me. V Les mécanismes continus (tous les autres) par exemple, si T ~ 108 K, émission maximale dans les X

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

Plan de l'exposé I. Introduction : Les sursauts gamma et leur émission rémanente aperçu historique le modèle de la boule de feu II. La partie prompte des sursauts gamma Spectre de l'émission prompte Transition prompt-émission rémanente Les très hautes énergies III. 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. , Ap. J 182, L 85) : 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 1034 erg Soleil 1043 erg Galaxie 1050 erg supernova (~1 min) (1 s) (~qq jours) 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 1052 erg sursaut gamma (~100 s)

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 longueurs d'onde (X à la radio) • Évènements transitoires (durée typique : 1 semaine) • Position et distance des sursauts définies (> 150 connus)

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

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

L'influence du prompt Etude des données SWIFT de Willingale et al. (2007) : Flux Ta Emission rémanente Prompt Temps 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 Me. V • Cause diverse Effet électromagnétique de la galaxie Supernovae proches Cause inconnue

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

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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

Et en optique ? 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 ? Liang & Zhang (2006)

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 = f 1(y) ; EB = f 2(y); Ee = f 3(y); n = f 4(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 ! • 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 bimodale • 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 : 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/cm 3 z = 6. 3 (densité & composition) Effet de jet : géométrie (taux de formation stellaire) Milieu de type vent stellaire A* = 1. 8 (1. 7 -9. 0) NH > ~ 1023 cm-2 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 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 (1 h, 6 h, 12 h, 1 j, 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, …