2.1 L’histoire des sursauts gamma
2.1.1 Une découverte inattendue et secret défense..
Comme de nombreuses découvertes importantes, l’histoire des premières détections de sursauts gamma ne peut être séparée de l’Histoire. Le 5 août 1963, les Etats-unis et l’U.R.S.S. signèrent l’accord de Moscou interdisant les tests nucléaires dans l’atmosphère, dans l’espace et sous la mer1.
Cette même année, un réseau de satellites appelé VELA ("Je surveille" en espagnol) fut lancé en orbite à une altitude 137 000 km par le gouverne-ment américain pour surveiller les essais nucléaires russes (Figure2.1 haut). Comme les explosions nucléaires étaient les seules sources intenses d’émis-sion des rayonnement γ, l’utilisation de ces satellites devait permettre aux Etats-unis de tout connaître du programme d’essais nucléaires russes [74]. Ainsi les satellites VELA étaient équipés d’instruments observant dans ce
1. https //treaties.un.org/doc/Publication/UNTS/Volume%20480/volume-480-I-6964-French.pdf
18 Chapitre 2. Les sursauts gamma
domaine en énergie. Plusieurs paires de satellites furent mis en orbite à des positions opposées pour éviter de manquer un signal de test en raison de l’occultation de la Terre.
En 1967, un premier signal est reçu par l’un des deux satellites VELA. Ce signal, représenté sur la Figure2.1, est le premier d’un sursaut gamma. Ce-pendant, en raison de la faible précision de localisation des sources, les ins-truments ne furent pas capables de localiser la direction des rayons γ. Seule-ment les sources connues de l’époque comme la Terre et le Soleil pouvaient être exclues [64].
VELA 5 and 6 furent mis en orbite respectivement en 1969 et 1970. Leur utilisation permit d’améliorer grandement la localisation des sursauts gamma dans le ciel. Ils permirent d’exclure une origine connue des émission γ comme quelques supernovae [125]. L’origine des sursauts gamma resta donc un mys-tère.
Cependant, durant la guerre froide, les données relatives aux émissions de rayonnement γ qui pouvait provenir de bombes nucléaires étaient sen-sibles et furent classifiées. Après l’analyse de plus de données provenant du réseau VELA, l’armée américaine se rendit compte que les émissions γ ne constituaient pas un danger pour la sécurité nationale et permis la publica-tion des résultats. En 1973, six ans après la première détecpublica-tion, la première publication parut [83], et le nom de sursaut gamma ou Gamma-Ray Burst (GRB) apparut.
2.1.2 ...mais une étude intensivement
La découverte des sursauts gamma eut un impact important dans la com-munauté astronomique durant les années suivantes. En 1976, l’Interplane-tary Network (IPN) fut créé. Son but était de centraliser toutes les données des satellites observant en rayon γ et X. A cette période, les satellites n’étaient pas capables de localiser aussi précisément les sources qu’aujourd’hui. Ainsi, l’utilisation conjointe de nombreux satellites améliora grandement la locali-sation des sursauts gamma. Les premiers instruments impliqués dans cette collaboration furent un instrument dédié au Soleil Helios 2, les missions Pio-neer Venus Orbiter, Venera 11 et 12 et deux satellites en orbite Prognoz 7 et ISEE-3. Cette collaboration fut la première ébauche d’une organisation plus globale regroupant des centaines d’instruments comme le GCN plus tard.
De nombreux satellites furent envoyés dans l’espace et joignirent les ré-seaux de la collaboration. Plusieurs instruments permirent d’importantes ava-ncés dans la compréhension des sursauts gamma. Les principaux contribu-teurs sont décrits ci-dessous.
Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO)
CGRO était un satellite de la NASA en fonctionnement entre 1991 et 2000. Il était composé de quatre instruments couvrant un large domaine des rayons X jusqu’aux γ (20 keV - 10 GeV) :
2.1. L’histoire des sursauts gamma 19
FIGURE2.1 – Haut : Photo du satellite Vela avant sont lance-ment en 1963. Bas : Première mesure du satellite VELA extrait
20 Chapitre 2. Les sursauts gamma
— Burst and Transient Source Experiment (BATSE) : (20 keV - 1 MeV), cet instrument a permis de découvrir de très nombreux sursauts gamma ; — Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE) : (100 keV - 10
MeV) il était dédié à l’étude des émissions solaires ;
— Imaging Compton Telescope (COMPTEL) : (1 MeV - 30 MeV), il a per-mis de détecter quelques sursauts gamma à plus haute énergie que BATSE ;
— Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET) : (20 MeV - 10 GeV), il était dédié à l’étude à haute énergie des sources γ.
Avant le lancement de CGRO, les informations connues concernant l’ori-gine des sursauts gamma étaient très fragmentaires. Après 9 années et grâce à sa couverture en énergie de 20 keV à 1 MeV BATSE détecta 2704 sursauts (≈ 1/jour). La Figure2.2(haut) montre la répartition uniforme des sursauts gamma détectés par BATSE. Comme la majeure partie des sources galac-tiques sont localisées dans le plan galactique, la répartition uniforme dans le ciel défavorisa l’hypothèse d’une origine galactique. BATSE mit aussi en lumière l’existence de deux types de sursauts gamma. Les courts et les longs qui ont une durée respectivement plus petite et plus longue que 2 s (voir Fi-gure2.3). Les durées sont définies comme le temps entre les moments où 5% et 95% du signal total sont reçus. Comme la phase prompte concentre une très grande fraction des émissions, alors cette durée est la durée de la phase prompte (appelée t90). BATSE a aussi permis d’avoir un premier catalogue de courbe de lumière dont quelques exemples sont montrés sur la Figure2.2
(bas).
Beppo-Sax
Beppo-Sax était un satellite Italien et Néerlandais lancé en 1996. Quatre instruments fonctionnant entre 0.1 keV et 300 keV furent installés à bord.
— SPECS (Medium Energy Concentrator Spectrometers) : (1.3 keV - 10 keV).
— LECS (Low Energy Concentrator Spectrometer) : (0.1 keV - 10 keV). — HPGSPC (High Pressure Gas Scintillation Proportional Counter) : (4 keV
- 120 keV).
— PDS (Phoswich Detector System) : (15 keV - 300 keV).
Beppo-Sax (voir Figure2.4) invalida l’hypothèse de l’origine galactique des sursauts gamma. La mesure du redshift à z=0.835 des lignes du fer et du ma-gnésium du GRB970508, lors d’un afterglow prouva que les sursauts gamma pouvaient se situer hors de notre galaxie [92].
HETE-2
HETE-2 a été lancé en octobre 2000 par la NASA. Il a été fonctionnel jus-qu’en mars 2008. Il s’agit du premier satellite multi-longueurs d’ondes dédié
2.1. L’histoire des sursauts gamma 21
FIGURE2.2 – Position des observations BATSE dans le ciel, les couleurs représentent le niveau de flux des évènements en haut, crédits : NASA/BATSE Team. Et Différentes courbes de lumière
22 Chapitre 2. Les sursauts gamma
FIGURE2.3 – Deux types de sursauts gamma séparés par la du-rée de l’émission vus par BATSE. Les dudu-rées sont définies par le temps que 95% du signal soit détecté après avoir commencé
à mesurer 5% du signal total.
à l’observation des sursauts gamma. Il était composé de deux instruments observant dans le domaine X et un instrument détectant les rayons γ :
— SXC (Soft X-ray Camera) : (0.5 keV - 14 keV).
— WXM (Wide Field X-ray Monitor) : (2 keV - 25 keV).
— FREGATE (French Gamma-ray Telescope) : (6 keV - 400 keV).
FREGATE a entre autres, permis la découverte de la premiere contrepartie d’un sursaut gamma court [115].
Swift
Swift est un satellite lancé en 2004 et toujours en fonctionnement actuelle-ment. Il prend la suite de HETE-2. Il est composé de trois instruments ayant des caractéristiques complémentaires :
— BAT (Burst Alert Telescope) : (15 keV - 150 keV). Il est dédié à l’étude de la phase prompte d’émission. Sa haute sensibilité, son large champ de vue (1.4 steradian) et sa bonne résolution angulaire (quelques dizaines arcsec) font de BAT le meilleur instrument pour délivrer des alertes de sursauts gamma aux réseaux de télescopes ˇCerenkov.
— XRT (X-Ray Telescope) : (0.2 -10 keV). Cet instrument a pour but l’étude à plus long terme des sursauts gamma. Il fournit les spectres et courbes de lumière dans le domaine X. I’instrument pointe immédiatement la position données par BAT et fourni une position plus précise (≈ 5 arcsec). — UVOT (UltraViolet/Optical Telescope) : Son but est de trouver une
2.1. L’histoire des sursauts gamma 23
FIGURE2.4 – Photographie de Beppo-Sax.
Grâce aux instruments dédiés à l’observation des sursauts gamma en rayon X et optique, Swift a détecté plus de 1000 nouveaux sursauts. Parmi ces détections, 10% sont des sursauts courts2. Toutes ces détections ont per-mis de théoriser une courbe de lumière canonique des sursauts gamma dans le domaine X [105] comme le montre la Figure2.5. La première phase (notée 0) correspond à une émission approximativement constante, puis une forte décroissance en phase I. Un plateau est atteint en phase II dont l’indice aug-mente légèrement en phases III et IV. Parfois des émissions brèves (des pics) sont visibles durant la phase II (notée V). Swift-BAT a aussi détecté le sursaut gamma le plus lointain jamais observé à un redshift z = 9.4 [20].
Fermi
Fermi est le dernier satellite lancé par la NASA en 2008 pour l’étude des sursauts gamma (voir Figure2.6). L’un de ses buts est d’étudier les sursauts gamma entre 8 keV et 300 GeV. Il est composé de deux instruments :
— Large Area Telescope (LAT) :(20 MeV - 300 GeV). Il surveille ≈ 20% du ciel à chaque instant et couvre l’intégralité en 3 h. Son intervalle en éner-gie possède une gamme commune avec ceux des IACTs. Les alertes en-voyées par Fermi-LAT sont les plus prometteuses pour la détection de sursauts gamma à très haute énergie. Elles sont malheureusement aussi les plus rares et les moins précises.
— Gamma Burst Monitor (GBM) : (8 keV - 30 MeV). Cet instrument peut observer tout le ciel qui n’est pas occulté par la Terre. Il fournit le plus grand nombre d’alertes suivies par H.E.S.S. Cependant, son incertitude sur la position du sursaut est grande(≈ 3◦3). Les conséquences de cette
2. https ://swift.gsfc.nasa.gov/about_swift/discoveries.html 3. https ://fermi.gsfc.nasa.gov/science/instruments/table1-2.html
24 Chapitre 2. Les sursauts gamma
FIGURE2.5 – Schéma d’une courbe de lumière canonique des sursauts gamma dans le domaine X.
imprécision dans le suivi des alertes par H.E.S.S. seront détaillées dans le chapitre 5.
La détection à très haute énergie
La détection à très haute énergie est très difficile car les émissions γ sont fortement affectées par la lumière de fond extragalactique (voir chapitre 1 pour plus d’explication). Malgré cette absorption, une émission au-delà de 100 GeV est attendue et recherchée depuis plus de 10 ans. Deux détections (2018 et 2019) à très haute énergie de sursauts gamma furent faites. La pre-mière fut faite par H.E.S.S. en Juillet 2018. Ce point sera abordé au chapitre 7. Une autre détection d’une source extrêmement brillante s’est produite en Janvier 2019 avec MAGIC4. Elles devraient être les premières pierres d’une révolution dans l’observation des sursauts gamma.
2.2 Des sursauts gamma variés mais ayant certains
liens
2.2.1 Deux (ou trois) types de sursaut gamma
Les nombreuses détections de BATSE ont permis de mettre en lumière deux type de sursauts gamma : les sursauts courts ayant une durée de moins de 2 s et une durée moyenne de 0.3 s, et les sursauts gamma longs d’une
2.2. Des sursauts gamma variés mais ayant certains liens 25
FIGURE 2.6 – Gauche : Photographie de Swift. Droite : Photo-graphie de Fermi avant son lancement.
durée supérieure à 2 s et de 40 s en moyenne. Les origines de ces deux types de sursauts sont différentes si l’on en croit les modèles actuels (voir Figure
2.7).
Les sursauts longs proviendraient de l’effondrement d’étoiles massives. L’association entre les supernovae et les sursauts gamma comme GRB030329 ont permis d’indiquer un lien entre les effondrements d’étoiles et les sursauts gamma [129]. Selon les calculs théoriques, les étoiles de population II et III (les étoiles les plus anciennes de l’Univers) seraient assez massives pour pro-duire un trou noir lors de leur effondrement gravitationnel. Comme les scé-narios de type supernovas, les sursauts longs proviendraient de l’effondre-ment d’étoiles massives (> 10MJ) en rotation rapide [59]. Si suffisamment de matière tombe dans le trou noir, l’énergie dégagée par la source est ca-pable d’accélérer cette matière le long des axes de rotation. La région proche de l’axe de rotation a une densité plus faible que celle du reste des couches supérieures de l’objet. La matière peut être éjectée à travers cette région plus facilement. Le taux de formation des sursauts gamma est inférieur à 3 x 103
Gpc−3 an−1, alors que le taux de formation des SN Ibc, le meilleur candidat pour expliquer les sursauts longs est de l’ordre de 2 x 104 Gpc−3yr−1 [67]. Ce lien partiel n’est pas encore compris, un plus grand nombre d’observations est nécessaire pour tirer au clair ces différences de taux. Il est cependant établi un lien entre les sursauts gamma et les régions de formation d’étoiles [58].
Les sursauts gamma courts seraient produits par la fusion de systèmes binaires composés de deux étoiles à neutrons (voir l’évènement GW170817 en chapitre 8) ou d’une étoile à neutron et d’un trou noir. Les observations de ces objets ont montré que ce type de sources ne pouvaient pas être liées à des étoiles massives telles que les sursauts longs. Ils seraient produits par des fusions rapides de deux objets massifs [128]. Lorsque deux objets se rap-prochent, les forces de marées et les ondes gravitationnelles induisent une
26 Chapitre 2. Les sursauts gamma
FIGURE2.7 – Schéma des deux scénarios possibles d’émission de sursauts gamma.
perte d’énergie qui mènent à un rapprochement des objets et une rotation plus rapide de ceux-ci. Durant la dernière étape, la région centrale de fusion des objets est proche de celle du modèle de l’effondrement décrit précédem-ment : un trou noir de taille intermédiaire entouré d’un disque d’accrétion. Les observations ont montré que les sursauts courts se produisent dans des galaxies vieilles avec un taux de formation d’étoile faible, des étoiles vieilles et de tailles importantes [24].
Le dernier type de sursaut gamma est appelé GRB ultra-long. Cette ca-tégorie est toujours en discussion. Ils sont définis par des durées de plus de 1000 s. Par exemple, le GRB111209A qui a eut une durée de 25 ks [60]. Ce type d’objet proviendrait de progéniteurs différents [86].
2.3 Le modèle des sursauts gamma
2.3.1 Le modèle standard des sursauts gamma
Les émissions de GRBs ont été détectées à toutes les longueurs d’onde. Cependant, créer un modèle efficace et complet des processus responsables des observations est toujours une tâche compliquée. Plusieurs observations caractéristiques peuvent être utilisées pour la création d’un tel modèle :
— les origines sont extragalactiques (proches avec z=0.01 [42] et très éloi-gnés avec z=9.4 [20]) ;
— l’énergie isotropique émise est énorme (≈ 1051− 1054erg) ; — le spectre est non thermique [109] ;
— la durée des GRBs peut varier de 0.1 s à plus de 10 000 s ;
— les sursauts longs semblent associés aux supernovae par un mécanisme d’effondrement ( seulement 0.4% à 3% des SN Ibc sont en lien avec un sursaut gamma [67]) ;
2.3. Le modèle des sursauts gamma 27
— les sursauts courts semblent liés à des scénarios de fusion d’astres denses ; — la majeure partie de l’énergie est émise sous forme de rayons X
(10-100 keV).
Le meilleur scénario actuel (mais toujours en discussion) prenant en comp-te toucomp-tes les observations faicomp-tes se fait en trois étapes. Il s’appelle modèle des chocs internes et externes.
Première étape : l’éjection relativiste du progéniteur
Les deux origines (pour les sursauts courts et longs) résultent en une créa-tion d’un trou noir et d’un disque d’accrécréa-tion. Le disque est très dense, chaud et proche du trou noir. Ainsi, le taux d’accrétion est très élevé (au dessus de la limite d’accrétion d’Eddington5). Dans ces conditions, une telle quan-tité d’énergie ne peut pas être émise par une source statique, de la matière ultra-relativistes sous forme de jet est accélérée et émise. Ces jets sont prin-cipalement composés de photons, d’électrons, de positrons et de quelques baryons. Le modèle d’accélération le plus simple commun est appelé modèle de la "boule de Feu" [34].
Deuxième étape : l’émission prompte
Le scénario communément accepté est appelé choc interne [119]. Comme les paramètres physiques du progéniteur changent beaucoup durant cette brève période, la valeur du facteur de Lorentz (Γ) de la matière éjectée change aussi. Les couches de matière ont différentes vitesses de déplacement, les couches les plus rapides vont donc rentrer en contact avec les moins rapides, ains des ondes de choc vont être créées. Une fraction de cette énergie ciné-tique des ondes de choc est convertie en énergie interne, elle-même trans-mise à des particules accélérées. L’autre fraction est transformée en énergie magnétique. Les électrons accélérés vont produire des γ par des processus de diffusion Compton Inverse et/ou Synchrotron Self Compton.
Comme les couches de matière se meuvent à des vitesses relativistes, les ondes de choc se créent loin du progéniteur. Selon [119], le facteur de Lorentz peut varier autour de sa valeur moyenne Γmoy (typiquement de l’ordre de 100). Pour un Γslow ≈ 50 et un Γf ast ≈ 200 avec un temps caractéristique tvar ≈ 10−1s, l’onde de choc se produira à ≈ 3.108km6. Pour ce même exemple, la fraction d’énergie dissipée est ≈ 20%7.
La durée de l’émission prompte est comprise entre 0.1 s and 1000 s. Ces durées sont grandes comparées au temps de refroidissement de cette matière. Cette propriété vient de la contraction de longueur due à la relativité. En prenant en compte l’exemple précédent, la durée entre l’émission de deux
5. La limite d’accrétion est définie comme la variation de masse en fonction du temps ˙
MEdd = 4πGM mp
cσT avec σT la diffusion Thomson de l’électron, l’efficacité du rayonnement par unité d’accretion, mpla masse du proton et M la masse de l’objet.
6. R = ctvar q 1 −Γ21 slow −q1 − Γ21 f ast de [119].
28 Chapitre 2. Les sursauts gamma
FIGURE2.8 – Modèle d’émission de la boule de feu. Image Cre-dit : NASA/Swift.
photons à R1 ≈ 3.108km et R2 ≈ 4.108km est δt ≈ 10−1s8pour l’observateur et δt ≈ 102s9 dans le référentiel du jet. Il est donc possible de distinguer les différentes collisions dans le jet. Ceci pourrait expliquer la multitude des pics d’émissions vus dans les courbes de lumières à toutes les longueurs d’onde.
Troisième étape : l’émission afterglow
Comme l’espace autour de l’objet n’est pas vide, la matière éjectée va in-teragir avec le milieu interstellaire. Ce phénomène est appelé choc externe. Les baryons de l’éjecta vont rentrer en collision avec la matière environnante. Lorsque celle-ci est suffisamment dense, les baryons vont perdre de l’énergie à son contact et décélérer. Deux ondes de choc sont alors créées [98], l’une en retour (sens opposé au jet) contribuera aux début des émissions dans les domaines optique et radio. Alors que l’autre dans le sens du jet amplifiera localement le champ magnétique et va accélérer les électrons de la même fa-çon (par un processus d’accélération de Fermi) que durant la phase prompte. Ce processus va produire un émission synchrotron très intense qui pourra être détectée sur Terre pendant des semaines ou des mois, ce qui constitue la phase d’afterglow. De plus, un processus inverse Compton peut se pro-duire entre les photons de l’émission synchrotron et les électrons accélérés. L’énergie des photons peut grâce à ce processus atteindre les gammes X ou γ.
8. δtobs≈ (R2− R1)/Γ2c. 9. δtsource ≈ (R2− R1)/c.
2.4. Questions ouvertes 29
2.4 Questions ouvertes
Beaucoup de réponses ont été apportées par l’étude des sursauts gamma durant les dernières décennies. Cependant, il reste encore aujourd’hui beau-coup de questions sans réponse. Certaines des questions suivantes ont été extraites de [63].
— Classification : Classer les sursauts gamma en fonction de leurs durée biaise un classement de ceux-ci. En effet, la quantité T90 est obtenue dans le référentiel de l’observateur (et non celui de la source) et dé-pend des caractéristiques des détecteurs (énergie d’observation, sensi-bilité...). De plus, une classification qui ne prend pas en compte l’envi-ronnement du sursaut paraît difficilement adéquate.
— Origine : Le lien entre les sursauts gamma longs et les SN a été mis en évidence pour plusieurs observations [67]. Cependant, une fraction importante de ces SN ne produisent pas d’émissions de type sursaut gamma. Il n’existe pas encore d’explication ferme pourquoi ces objets ne sont que partiellement reliés.
— Mécanisme d’émission prompte : l’émission durant la phase prompte n’est pas clairement comprise. Différents processus pourraient expli-quer les spectres observés (synchrotron, diffusion synchrotron self- Com-pton et diffusion ComCom-pton de photons thermiques,...). Ces processus ont tous des avantages et des inconvénients.
— Composition de l’éjecta : la composition des jets est toujours en dis-cussion, différents scenarios leptoniques et hadroniques sont envisagés mais aucune preuve ne semble trancher pour l’un ou l’autre.
— ...
2.5 Perspectives
Les dernières générations d’instruments ont fourni beaucoup de nouvelles informations sur les caractéristiques des sursauts gamma. Malgré ces nou-velles connaissances de nombreuses questions restes ouvertes. Parmi les très