Questions ouvertes

1.2.1 La physique des sursauts gamma

Il existe de nombreuses questions ouvertes dans le cadre du sc´enario th´eorique d´ecrit ci- dessus.

— prog´eniteur et ´ev´enement initial. L’enjeu est de mieux comprendre les caract´eristiques du prog´eniteur. Il faut mieux contraindre les caract´eristiques des prog´eniteurs des deux familles de sursauts (coalescence d’´etoiles ou effondrement d’une ´etoile massive). Il existe plusieurs types observationnels pour cela : mieux caract´eriser la galaxie hˆote associ´ee et/ou le profil de densit´e de la r´emanence, rechercher des supernovae ou des kilonovae4 associ´ees aux sursauts (Hjorth & Bloom, 2012; Li & Paczy´nski, 1998), exploiter la diver- sit´e des sursauts observ´es pour contraindre la diversit´e des prog´eniteurs.

— moteur central et ´ejection relativiste. C’est une des questions les plus difficiles ´etant donn´e la physique complexe mise en jeu et l’opacit´e de l’environnement imm´ediat du moteur cen- tral. En revanche, cette physique semble ˆetre universelle car elle intervient dans toute une gamme de sources (blazars, micro-quasars, etc..). Une bonne caract´erisation de l’´emission prompte (voir point suivant) permettrait de contraindre certaines caract´eristiques du jet et de sa magn´etisation. Cela renseigne aussi indirectement sur le m´ecanisme du jet rela- tivisite. De plus, lorsque c’est possible, une meilleure couverture spectrale en dehors de la gamme d’´energie traditionelle, notamment `a plus haute ´energie ou dans le visible, est un v´eritable atout pour une mod´elisation du spectre (Hu et al., 2014).

— ´emission prompte et m´ecanisme de dissipation interne. Plusieurs m´ecanismes de dissipa- tion interne sont propos´es (mod`ele des chocs interne, reconnexion magn´etique ou ´emission photosph´erique) avec des processus radiatifs associ´es diff´erents (comptonisation ou, effet synchrotron et diffusion Compton inverse). Le seul moyen pour distinguer ces processus passe par une caract´erisation pr´ecise du spectre de l’´emission prompte (pente spectral, pr´esentes de plusieurs profils) et la mesure de la distance. Egalement, l’observation de la transition entre l’´emission prompte et la r´emanence permet de contraindre le rayon d’´emission et donc aussi le m´ecanisme `a l’œuvre (Hasco¨et et al., 2013). Enfin une mesure de polarisation de l’´emission prompte est ´egalement un diagnostic important pour en savoir davantage sur la g´eom´etrie du champ magn´etique dans la zone d’´emission (Granot & K¨onigl, 2003).

— interaction avec l’environnement et ´emission r´emanente. Pour faire une bonne mod´elisation de la r´emanence, il faut effectuer un bon suivi multi-longueurs d’onde (spectral et tem- porel). La question alors principale est l’origine de la diversit´e et de la variabilit´e de la r´emanence r´ev´el´ee par Swift (Gehrels & Razzaque, 2013). De nombreux mod`eles asso- cient cette derni`ere `a une activit´e tardive du moteur central donc `a une physique proche de celle de l’´emission prompte. Pour contraindre ces diff´erents sc´enarios, il est donc im- portant de caract´eriser temporellement et spectralement `a la fois l’´emission prompte et la r´emanence des mˆemes sursauts.

4. Une kilonova est une contrepartie lumineuse attendue apr`es la coalescence de deux ´etoiles `a neutrons. La source d’´energie est la radioactivit´e des ´ev´enements lourds fraˆıchement synth´etis´es. Ces ´ev´enements sont pr´edits moins lumineux que les supernovae et piquant dans le visible et proche infrarouge.

1.2.2 Cosmologie et sursauts gamma

Les sursauts gamma sont des ph´enom`enes int´eressants en raison du caract`ere extrˆeme de la physique mise en jeu. Mais en raison de leur large distribution en d´ecalages vers le rouge (0, 1 < z < 9, 0), ils peuvent provenir des confins de l’Univers et donc ˆetre aussi utilis´es comme outils pour la cosmologie. Dans cette section, nous allons ´etablir ce lien des sursauts gamma avec la cosmologie.

Cadre cosmologique

Dans toute la th`ese, on se place dans le sc´enario cosmologique standard ΛCDM, dans lequel l’Univers est compos´e majoritairement d’´energie noire et de mati`ere noire froide. La valeur des param`etres cosmologiques est tir´ee des observations de la mission Planck (Planck Collaboration et al., 2014) : la densit´e de mati`ere ΩM = 0, 286 ; la densit´e d’´energie noire ΩΛ = 0, 714 et la

constante d’Hubble H0= 69.6 km/s/Mpc.

Chandelles standard

Aptes `a localiser avec pr´ecision les astres sur la voˆute c´eleste, les moyens d’observation astronomiques ne donnent pas acc`es `a la troisi`eme dimension : la distance. Dans le cas des objets c´elestes les moins distants, les astronomes utilisent la m´ethode de la parallaxe. Un astre assez proche, observ´e de deux points oppos´es de l’orbite terrestre, semble se d´eplacer l´eg`erement par rapport au fond des ´etoiles ; la parallaxe est le demi-angle qui sous-tend ce petit d´eplacement apparent. Connaissant le demi grand axe de l’orbite terrestre, la mesure de la parallaxe permet de calculer la distance de l’astre en question. Aujourd’hui, les mesures les plus pr´ecises sont `

a porter au cr´edit de l’astrom´etrie spatiale avec, dans le cas de la mission europ´eenne Gaia, une pr´ecision de mesure de la parallaxe de 7_{× 10}−6 seconde d’arc pour une ´etoile de magnitude mV=10 et de 100 `a 300×10−6seconde d’arc pour une ´etoile de magnitude mV=20. Les distances

correspondantes vont de∼ 3 `a ∼ 100 kpc, ce qui limite l’usage de cette m´ethode `a notre Galaxie et ses satellites.

Dans le cas des astres plus distants dont la parallaxe n’est plus mesurable, il faut s’en remettre `

a d’autres techniques. La plus utilis´ee est la m´ethode dite de lachandelle standard. Elle tient

au fait que l’´eclat d’un objet lumineux est inversement proportionnel au carr´e de sa distance5_.

Si on dispose d’un astre pour lequel il existe un m´ethode permettant de d´eterminer sa luminosit´e intrins`eque (on parle alors dechandelle standard), il devient possible de d´eduire sa distance

`

a partir de son ´eclat apparent. La m´ethode de d´etermination de la luminosit´e intrins`eque d´epend du type de chandelle standard utilis´ee et doit ˆetre g´en´eralement calibr´ee par un ´echantillon local, dont la distance est mesur´ee par une autre m´ethode (si possible la parallaxe). Les chandelles standard les plus courantes sont :

1. les ´etoiles variables de type RR Lyrae ou c´eph´eides. Ces ´etoiles pr´esentent des variations p´eriodiques de flux. La p´eriode est corr´el´ee `a la luminosit´e intrins`eque. Les ´etoiles les plus lumineuses ont une p´eriode plus longue. La mesure de la p´eriode permet donc de remonter `a la luminosit´e. Les ´etoiles de type RR Lyrae sont des g´eantes rouges utilis´ees essentiellement pour mesurer des distances dans la Voie Lact´ee, comme celles des amas globulaires proches. Les ´etoiles c´eph´eides sont des super-g´eantes rouges plus brillantes et permettent d’atteindre des distances jusqu’`a 100 Mpc, c’est `a dire jusqu’aux galaxies proches.

2. les supernovae de type Ia. Les supernovae de type Ia font partie de la classe des ph´enom`enes tr`es brillants de fin d’´evolution stellaire. Ce sont des explosions thermo-nucl´eaire de naines blanches. Le ph´enom`ene de ce type de supernova est bien connu et largement mod´elisable.

5. Pr´ecis´ement le flux F d’une source de luminosit´e L vaut F = L/(4π D2L), o`u la distance de luminosit´e DL

Ainsi, on peut remonter `a leur luminosit´e intrins`eque et la comparer `a celle observ´ee pour en d´eterminer la distance. Elles permettent de plus d’explorer l’Univers dans un volume tr`es important. Cependant, elles sont limit´ees pour l’observation de l’Univers profond. En effet, leur d´ecalage vers le rouge caract´eristique maximum est aux alentours de z = 1, 5. Les observations des sursauts gamma ont r´ev´el´e que ces derniers ´etaient d´etectables dans un volume d’Univers bien plus grand que pour les supernovae de type Ia. Le sursaut le plus lointain d´etect´e dont on connaˆıt pr´ecis´ement le d´ecalage vers le rouge est GRB090429B, d´etect´e par Swift, pour lequel les observations de suivi ont d´etermin´e un d´ecalage vers le rouge de z = 9, 2 (Cucchiara et al. 2011 et table de Greiner6). Les sursauts gamma repr´esenteraient donc un v´eritable atout s’ils pouvaient ˆetre utilis´es comme chandelles standards. Cela permettrait en particulier de bien contraindre certains param`etres cosmologiques.

L’enjeu principal devient la standardisation des sursauts lointains comme ce qui a ´et´e fait pour les supernovae de type Ia, afin d’estimer leur luminosit´e. Du fait de leur complexit´e et de leur variabilit´e, cela repr´esente un v´eritable d´efi. Par exemple, Amati et al. (2002) ont identifi´e une corr´elation entre l’´energie de pic du spectre (Epeak) et leur ´energie rayonn´ee7 (Eiso). Cette

relation est tr`es largement discut´ee en raison des biais d’instrumentation qui peuvent l’affecter (Nakar & Piran 2005, Goldstein et al. 2010, Collazzi et al. 2012). On pourra en particulier consul- ter les travaux men´es par Vincent Heussaf durant sa th`ese (Heussaff, 2015). Pour progresser sur ce sujet sur le plan observationnel, il faut constituer un ´echantillon le plus grand possible dans lequel on connaˆıt pr´ecis´ement `a la fois le spectre et la distance des sursauts. Swift a constitu´e un ´echantillon cons´equent de sursauts dont la distance est connu mais malheureusement, le spectre associ´ee est mal caract´eris´e. Grˆace `a la combinaison de ses instruments embarqu´es, SVOM s’est donn´e comme objectif de relever ce d´efi.

Sursauts gamma et formation d’´etoiles

L’association des sursauts gamma longs avec l’effondrement d’´etoiles massives fait de ces ph´enom`enes un traceur de la formation d’´etoiles tout au long de l’histoire de l’Univers. Les sursauts gamma les plus lointains sont des traceurs d’explosions d’´etoiles tr`es massives aux confins de l’Univers observable. Parmi ceux l`a, certains pourraient ˆetre produits parmi les toutes premi`eres ´etoiles de l’Univers (´etoiles de Population III), estim´ees avoir ´et´e form´ees `a z <sub>∼</sub> 10<sub>− 15. Apr`es les ˆages sombres de l’Univers qui ont d´ebut´e avec la formation d’atomes neutres</sub> `

a l’´epoque de la recombinaison et de l’´emission du rayonnement fossile (z ∼ 1100), ces premi`eres ´etoiles pourraient avoir ´et´e `a l’origine de la r´eionisation de l’Univers et de son enrichissement en

 m´etaux . La question de la capacit´e des ´etoiles de Population III `a engendrer des sursauts

gamma est encore d´ebattue (Belczynski et al., 2006). Sur le plan observationnel, le seul moyen de progresser sur le sujet est de se donner les capacit´es de d´etecter des sursauts tr`es lointains et de suivre leur r´emanence, ce qui implique d’acc´eder au proche infrarouge.

Utilisation des sursauts gamma comme des phares

En illuminant l’Univers par leur forte luminosit´e et sur de tr`es larges distances, les sursauts gamma servent `a ´etudier la mati`ere sur la ligne de vis´ee. Comme les quasars, les sursauts gamma illuminent le milieu interstellaire des galaxies hˆotes et le milieu intergalactique. La signature des propri´et´es des objets astronomiques situ´es le long de la ligne de vis´ee s’impr`egne dans le spectre de la r´emanence observ´ee (raies d’absorption). De telles ´etudes spectroscopiques sont couram- ment men´ees avec les quasars mais les sursauts perturbent moins leur milieu environnant et sont observ´es `a plus grand d´ecalage vers le rouge. Une fois la r´emanence ´eteinte, l’´etude spectro- scopique de la galaxie hˆote permet d’acc´eder aux raies d’´emission. Cette capacit´e `a observer le

6. www.mpe.mpg.de/∼jcg/

7. iso indique qu’il s’agit de l’´energie´equivalente isotrope, c’est `a dire obtenue en supposant que la source

Fr é q u en ce (H z) Temps (s) Temps (s) Amp litu d e n or m alis ée D iff é re nce du che m in o pti qu e ( 1 0 -21 ) H1 observé L1 observé

H1 observé (décalé, inversé)

Calcul numérique Reconstruit (ondelettes) Reconstruit (modèle) Calcul numérique Reconstruit (ondelettes) Reconstruit (modèle) Résidu Résidu

Figure 1.11 – D´etection des ondes gravitationnelles GW140915 par l’interf´erom`etre de Handford not´e H1 (`a gauche) et Livingston not´e L1 (`a droite). Figure tir´ee d’Abbott et al. (2016a). Le T0 correspond au temps de d´eclenchement soit 09 : 50 : 45 UTC. Pour un effet plus visuel,

les s´eries temporelles ont ´et´e filtr´ees avec un filtre passe-bande (35-350 Hz), ce qui permet de supprimer les fr´equences li´ees au bruit instrumental. Sur le haut de la figure sont repr´esent´ees la diff´erence du chemin optique entre les deux bras pour chaque interf´erom`etre H1 et L1. Sur la figure du milieu, on montre le mˆeme signal filtr´e et le signal th´eorique obtenu `a partir de la th´eorie de la relativit´e g´en´erale (Einstein 1915, Mrou´e et al. 2013 et Cornish & Littenberg 2015). Sur le bas de la figure, est repr´esent´ee la fr´equence du signal en fonction du temps. On constate l’augmentation rapide de cette fr´equence jusqu’`a la coalescence qui a lieu au temps T = 0.42s.

milieu interstellaire de la galaxie hˆote `a la fois en absorption et en ´emission est une unique pos- sibilit´e offerte par les sursauts gamma. Pour pouvoir b´en´eficier de cet avantage, il faut pouvoir faire un suivi rapide en direction du sursaut avec de grands t´elescopes.

1.2.3 Astronomie multi-messagers et sursauts gamma

L’astronomie multi-messagers a subi un v´eritable tournant `a la suite de la premi`ere d´etection directe d’un signal d’ondes gravitationnelles en septembre 2015. Ce signal a ´et´e d´etect´e par LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) constitu´ee de deux interf´erom`etres dis- tants de milliers de kilom`etres. Le signal enregistr´e provient de la coalescence de deux trous noirs, survenue il y a 1,3 milliards d’ann´ees, dont les masses sont respectivement de 29 et 36 masses solaires (voir figure 1.11). Les ondes gravitationnelles ont ´et´e pr´edites par la th´eorie de la relativit´e g´en´erale d’Albert Einstein, publi´ee en 1915. Jusqu’alors aucune mesure directe de ces ondes n’avait ´et´e ´etablie ; la premi`ere mesure indirecte avait ´et´e effectu´ee en 1975 (Taylor & Weisberg, 1982). La d´ecroissance de la p´eriode orbitale du pulsar binaire PSR B1913+16 correspond avec une grande pr´ecision `a ce que pr´evoit la relativit´e g´en´erale en supposant que ce syst`eme perd son ´energie par ´emission d’ondes gravitationnelles. Le 26 d´ecembre 2015, LIGO d´etectait `a nouveau le passage d’un train d’ondes gravitationnelles provenant de la coalescence

de deux trous noirs loin dans l’Univers, confirmant l’´emergence de cette nouvelle astronomie. Cette d´ecouverte n’est que le d´ebut d’une nouvelle branche de recherche qui sera certaine- ment fructueuse pour l’astronomie. En particulier, les sources d’ondes gravitationnelles les plus attendues correspondent `a la coalescence de deux objets compacts. Or, les sursauts courts sont probablement associ´es `a des coalescences ´etoile `a neutrons - ´etoile `a neutron  ou ´etoile `a

neutrons - trou noir. L’association d´etection d’un signal ´electromagn´etique et d’une onde gra-

vitationnelle confirmerait d´efinitivement l’origine des sursauts courts. De plus, les deux signaux seraient tr`es compl´ementaires : les ondes lumineuses renseignant sur le jet et son interaction avec le milieu ext´erieur, et les ondes gravitationnelles permettant de caract´eriser pr´ecis´ement le moteur central.

`

A l’horizon 2021 lorsque le satellite SVOM sur lequel je travaille sera lanc´e, une nouvelle g´en´eration de d´etecteurs d’ondes gravitationnelles sera mise en service tels que Advanced Virgo, Advanced Ligo, Ligo India et KAGRA au Japon. L’horizon de sensibilit´e sera ´elargi d’un facteur 10 par rapport au d´etecteur Ligo actuel, ce qui conduira `a une augmentation du volume de l’espace accessible d’un facteur8 _{1000. De ce fait, le taux de d´etection d’ondes gravitationnelles}

sera beaucoup important. D’autre part, avec les cinq d´etecteurs en fonctionnement, la boˆıte d’erreur de localisation des sources d’ondes gravitationelles sera nettement diminu´ee, favorisant la recherche d’´eventuelles contreparties ´electromagn´etiques.

D’autres messagers non-photoniques peuvent aussi porter t´emoignage des ´ev´enements vio- lents que sont les sources des sursauts gamma, `a commencer par les neutrinos cosmiques. Sen- sibles seulement `a l’interaction faible, les neutrinos peuvent s’´echapper sans entrave des milieux ´emissifs les plus opaques du type de ceux qui se manifestent lors des phases initiales d’un sursaut gamma. Insensibles `a l’interaction ´electromagn´etique, les neutrinos cosmiques ne s’´ecartent pas de leurs directions d’origine sous l’effet des champs magn´etiques interstellaires ou intergalac- tiques, ce qui en fait des messagers de choix pour l’astronomie. Mais comme ils interagissent tr`es peu avec la mati`ere, les neutrinos sont tr`es difficiles `a d´etecter. Il faudra attendre la mise en service d’instruments offrant des volumes de d´etection se chiffrant en kilom`etre cube (comme IceCube-Gen2 dans les glaces du Pˆole Sud ou KM3NeT en M´editerran´ee) pour esp´erer d´etecter des neutrinos cosmiques en co¨ıncidence spatiale et temporelle avec un sursaut gamma. Une d´etection de neutrinos permettrait de sonder le site d’acc´el´eration initiale du jet du sursaut gamma, et ´egalement de tester les m´ecanismes d’acc´el´eration de particules `a l’œuvre pendant les phases d’´emission.

1.2.4 L’astronomie du ciel transitoire

Jusqu’`a la Renaissance, les astronomes europ´eens ´etaient soumis au dogme aristot´elicien de l’immuabilit´e du monde supra-lunaire. Ils ´etaient donc persuad´es que l’´eclat des ´etoiles ne pouvait pas varier. Ce postulat fut battu en br`eche quand Tycho Brah´e observa la supernova SN 1572, et d´emontra que par rapport aux ´etoiles suppos´ees fixes de l’arri`ere-plan, ce nouvel objet n’avait pas la parallaxe diurne de la Lune ; il ´etait donc bien plus distant que cette derni`ere.

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Etudier la variabilit´e de l’´eclat des astres est devenu l’un des moyens d’investigation les plus f´econds de l’astrophysique. De nombreux moyens d’observation astronomique d´evolus au suivi des ph´enom`enes transitoires devraient bientˆot entrer en service, tant et si bien que l’astronomie du ciel transitoire est `a l’aube d’une r´evolution. Les ´ev´enements ultra-violents et cataclysmiques font bien sˆur partie de la cat´egorie des sources transitoires dont les sursauts gamma sont les exemples les plus embl´ematiques.

Pour bien observer le ciel transitoire, il faut mettre en œuvre des moyens d’observation tr`es sp´ecialis´es, poss´edant un grand champ de vue et capables de scruter rapidement une large portion

8. Le signal mesur´e est la variation relative de chemin optique dans l’interf´erom`etre. La d´eformation varie comme 1/D, o`u D est la distance de la source.

du ciel (et aussi de revenir rapidement sur le mˆeme champ pour en d´etecter les changements). C’est le d´efi dans lequel se sont lanc´es de nombreux instruments observant `a diff´erentes longueurs d’onde. La mission SVOM pour laquelle je travaille s’inscrit directement dans ce contexte.

En effet, lorsque SVOM sera en orbite en 2021, le nombre de sources transitoires d´etect´ees va augmenter de fa¸con importante. Cela sera rendu possible par l’arriv´ee d’observatoires de nouvelle g´en´eration tels que le t´elescope CTA (Cherenkov Telescope Array, Actis et al. 2011) dans le domaine des rayons gamma de haute ´energie, le t´elescope LSST (Large Synoptic Survey Telescope, Ivezic et al. 2014) op´erant dans le visible et le radio-t´elescope SKA en ondes radio (The Square Kilometer Array, Braun et al. 2015). Ces nouvelles installations produiront des milliers d’alertes par jour et n´ecessiteront des super-ordinateurs capables de diff´erencier les d´etections issues de ph´enom`enes astrophysiques de fausses alertes. Le suivi multi-longueurs d’onde des nouvelles sources les plus interessantes deviendra un r´eel enjeu.