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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...
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 ?
Isotropie
La carte des sursauts du 1er catalogue de BATSE
(Fishman et al. 1994)
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
La contrepartie X de GB970228
GRB970228 observé par l ’instrument MECS de BeppoSAX 8heures et 86 heures après le sursaut (Costa et al. 1997)
La contrepartie visible de GB970228
GRB990228 observé depuis le sol 21 heures et 8 jours après le sursaut (Van Paradijs et al. 1997)
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)
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)
L ’émission visible prompte de GRB990123
Flash lumineux associé à GRB990123 tel qu ’il a
été observé par ROTSE (Akerlof et al. 1999)
Les sursauts sont donc la trace d ’explosions gigantesques se
produisant à des distances cosmologiques…
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 ?
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...).
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%
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.
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).
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)
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 ?)
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).
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
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.
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 ?
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
HETE-2 sur le lanceur Pegasus (15/09/2000)
Lancement …
le 7 octobre 2000 à 5:45 TU !!!
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...
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).
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.