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LES SURSAUTS GAMMA J-L Atteia (CESR - CNRS / UPS) BREF HISTORIQUE DISTANCE et LUMINOSITE L ’EMISSION PROMPTE ORIGINE TAUX de FORMATION STELLAIRE LES PROCHAINES MISSIONS...

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LES SURSAUTS GAMMA

J-L Atteia(CESR - CNRS / UPS)

BREF HISTORIQUE

DISTANCE et LUMINOSITE

L ’EMISSION PROMPTE

ORIGINE

TAUX de FORMATION STELLAIRE

LES PROCHAINES MISSIONS...

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BREF HISTORIQUE (1)

1970 : Découverte de l ’émission gamma prompte

1974 – 1990 :

Recherche des contreparties... en vain

Etude des propriétés d ’ensemble des

sursauts : - Isotropie, absence de

répétitions - Deux types de

sursauts - Etendue

spectrale, X-ray --> MeV

Découverte des Soft Gamma-Repeaters

1991 : Compton GRO

Sensibilité (x 5-10)

2000 sursauts, mais toujours isotropes

--> Sources cosmologiques ?

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Isotropie

La carte des sursauts du 1er catalogue de BATSE

(Fishman et al. 1994)

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BREF HISTORIQUE (2)

1997 :

Découverte de l ’émission retardée

(afterglow) en RX, visible, radio...

+ Premières mesures de distance

+ Détection des galaxies

hôtes + Physique de

l ’afterglow

1999 :

Découverte de l ’émission visible prompte

+ Physique de l ’émission prompte

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La contrepartie X de GB970228

GRB970228 observé par l ’instrument MECS de BeppoSAX 8heures et 86 heures après le sursaut (Costa et al. 1997)

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La contrepartie visible de GB970228

GRB990228 observé depuis le sol 21 heures et 8 jours après le sursaut (Van Paradijs et al. 1997)

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La galaxie hôte de GB990123

La galaxie hôte de GRB990123 observée par Hubble

le 08/02/1999 à un redshift z=1.60 (Fruchter et al. 1999)

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L ’émission visible prompte de GB990123

Courbe de lumière de l ’émission prompte de GRB990123 (à z=1.60) observée par ROTSE(Akerlof et al. 1999)

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L ’émission visible prompte de GRB990123

Flash lumineux associé à GRB990123 tel qu ’il a

été observé par ROTSE (Akerlof et al. 1999)

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Les sursauts sont donc la trace d ’explosions gigantesques se

produisant à des distances cosmologiques…

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LA DISTANCE DES SOURCES

Les distances de 12 sources de sursauts γ ont été mesurées; elles sont situées à des redshifts compris entre 0.43 et 4.50

Mais …

- Il s ’agit seulement de sursauts « longs » (T > 2s).

- Les distances sont obtenues à partir des spectres visibles. La distribution observée actuellement est donc certainement biaisée

Localisation (X ou γ)

Détection d ’un afterglow visible

Spectre - de l ’afterglow (raies en absorption) - de la galaxie hôte (raies en

émission)

--> Possibilité d ’utiliser la raie du fer dans le spectre X de l ’afterglow ?

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2 classes de sursauts

L ’histogramme des durées des sursauts montre 2

pics (Meegan et al. 1996). Il n ’existe pasd ’observation d ’afterglows pour les sursautscourts (attendre HETE-2...).

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LUMINOSITE

Connaître la distance des sources permet de calculer l ’énergie libérée pendant les sursauts.

Lγ varie de 3 1051 (Ω/2π) à 1054 (Ω/2π) erg

La Fonction de Luminosité des sursauts γ est donc très étendue (> 103)

-------

Estimer l ’énergie totale libérée pendant un

sursaut est difficile …- Degré de focalisation de l ’émission

- Efficacité de radiation- Energie emportée par les ν- Energie emportée par les ondes

gravitationnelles

-------

L ’évolution de l ’afterglow dépend du degré de focalisation : GRB990510 -->

(Ω/2π) < 1%

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Mesurer la focalisation de l ’émission

La zone visible du jet s ’étend au fur et à mesure

que le facteur de Lorentz décroît. Lorsque toute la

surface du jet est vue, il se produit une cassure

achromatique dans la courbe de lumière del ’afterglow. Cet effet permet de remonter àl ’ouverture du jet.

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L ’afterglow  de GRB980510

La courbe de lumière de l ’afterglow de GRB980510

montre une cassure 1 jour après le sursaut. Cette

cassure a été interprétée comme l ’évidence d ’une

émission sous forme d ’un jet d ’ouverture ~5 °(Harrison et al. 1999).

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L ’EMISSION PROMPTE

- Problème de la compacité Γ > 100

Mais, Γ ~ E/mc2

==> Il faut injecter beaucoup d ’énergie à une faible masse

Chocs au sein de la matière éjectée ?

- Accélération /refroidissement des électrons

- Rôle du champ magnétique ?

- Rôle des protons ?

- Ouverture du jet ?

Beaucoup d ’inconnues demeurent …- Importance de l ’émission au GeV et au-delà

- Importance de l ’émission visible- Evolution temporelle en dehors du domaine

X- γ

Mais les observations nouvelles arrivent…(couverture multi-WL de l ’émission prompte)

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ORIGINE

Les sursauts γ sont très certainement

d ’origine stellaire :+ Collapsar

+ Coalescence d ’étoiles à neutrons

==> Trou noir + Tore de matière

L ’environnement est très différent :

Discrimination par …

- L ’étude de l ’afterglow (évolution et spectre)

- Position dans la galaxie hôte

- Emission prompte (durée ?)

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2 TYPES D ’ AFTERGLOW X ?

La normalisation à une distance commune de toutes les observations d ’afterglows X

suggère 2types d ’émissions distincts (Boër & Gendre,

2000).

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SURSAUTS GAMMA et

TAUX de FORMATION STELLAIRE

L ’univers est transparent pour les γ

ET les sursauts ont une origine stellaire

==> Les sursauts γ constituent un bon traceur de l ’évolution du taux de Formation Stellaire.

Modèle :

- Cosmologie

- Taux de formation stellaire

- Fonction de luminosité des sursauts

- Propriétés des sursauts

Prédictions :

==> Distribution en intensité

==> Distribution en redshift==> Densité locale de sources

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La courbe Log(N)-Log(P)Exemple de comparaison entre la courbe Log(N)-Log(P) observée par BATSE et celle

préditepar une distribution de sources cosmologiquesde luminosité variant entre 1056 et 1059 γ/s.

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UN PEU D ’ASTROPHYSIQUE

L ’afterglow

Choc de la matière éjectée sur le milieu externe

- Densité du milieu externe ?

- Ouverture du jet (breaks) ?

- Afterglows « orphelins » ? (sans le sursaut γ)

les galaxies hôtes :

- Pas toujours détectées

- Les galaxies hôtes semblent « normales »

- GRBs dans les régions de formation stellaire ?

Les sursauts comme sources tests :

- Quantité de matière sur la ligne de visée

- Sondes du MIS lointain

(métallicité, degré d ’ionisation...)

- Mesure du fond diffus IR

Association avec supernovae ?

Origine des Rayons Cosmiques ?

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LES MISSIONS A VENIR

Dans l ’espace : Toutes permettront la localisation rapide dessursauts

HETE - 2 (2000) : 6 ’ / 10s / 40 ssts/an

INTEGRAL (2002) : 1 ’ / 30s / 20 ssts/an

SWIFT (2003) : 1" / 60s / 300 ssts/an

GLAST (2005) : 10 ’ / 30s / >100 ssts/an

Microsat γ (2005) : 5 ’ / 10s / >100 ssts/an

XMM et Chandra (afterglow en RX)

Au sol :Emission prompte : TAROT, ROTSE, LOTIS

Afterglows : VLT, KECK, ALMA

THE : HESS, MILAGRO, AUGER

Ondes gravitationnelles : VIRGO, LIGO

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HETE-2 sur le lanceur Pegasus (15/09/2000)

Lancement …

le 7 octobre 2000 à 5:45 TU !!!

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La distribution des alertes

Le système de suivi de HETE comprend 3 stations

de réception principales (pour toute la télémesure

scientifique) et 11 stations secondaires (pour les

alertes sursauts). Les alertes sont envoyées au MIT

puis retransmises sur Internet...

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Les stations de réception des alertes

La répartition des stations secondaires le long de

l ’équateur terrestre garantit que HETE-2 seratoujours en vue de l ’une de ces stations. Cette configuration minimise le délai entre le calculdes positions des sursauts par le satellite et la diffusion de ces positions sur Internet. Ce délaidevrait se situer entre 10 et 30 secondes (pour des positions précises à quelques minutes

d ’arc).

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Le télescope automatique TAROTTAROT est le dernier maillon de la chaîne detraitement automatique des alertes sursauts.

A la réception d ’une alerte par Internet, il se

pointeautomatiquement et en moins de 5 secondes

versla source et commence des séries de mesures.