Un catalogue des émissions rémanentes X aux sursauts gamma

Bruce Gendre(IASF/INAF)

L. Piro, A. Corsi, M. DePasquale, M. Boër

Les sursauts gamma longs : la nécessité d'un catalogue d'observations

• Un phénomène observationnel :• bouffée de photons gamma : émission prompte• Emission rémanente (X à radio) due à l'interaction entre le milieu environnant et la matière éjectée lors du sursaut

• Des dizaines d'observations effectuées : • diverses sous-classes définies (XRR, sursauts sombres,…)• étude multi-longueurs d'onde de quelques sursauts isolés• étude de caractéristiques sur des échantillons réduits (jet,…)• aucune vraie comparaison globale de tous les sursauts : causée par l'absence d'une calibration homogène des données

Quelques tentatives d'études systématiques (De Pasquale et al. 2003, Gendre & Boer 2005)

Préparation d'un catalogue : Gendre et al. 2005a, 2005b, De Pasquale et al. 2005

Applications possiblesGéométrie du sursautCaractérisation du milieu environnantEtudes d'une caractéristique donnée sur un grand échantillonNature des sursauts sombresNature des flash X et des sursauts riches en XBase de données de comparaison

Pourquoi un catalogue d'observations X ?

Informations disponiblesTaux de détectionIndice spectralFluxAbsorptionPrésence de métauxIndice de décroissance temporellePrésence et position de cassures dans les lois de décroissances

Applications possiblesGéométrie du sursautCaractérisation du milieu environnantEtudes d'une caractéristique donnée sur un grand échantillonNature des sursauts sombresNature des flash X et des sursauts riches en XBase de données de comparaison

Le catalogue

• 3 satellites d'observations : BeppoSAX, XMM-Newton, Chandra

• 65 sursauts suivis : • 51 émissions rémanentes confirmées, • 9 probables, • 5 non détectées (dont 3 observations tardives et 1 possible)

• Taux de détection : • 78 % (confirmé) • 92 % (probable)• 98 % (possible)

Non-détection de l'émission rémanente X explicable dans presque tous les cas

Le sursaut semble toujours suivi d'une émission rémanente

Comparaison des échantillons

• Peu de différences entre XMM-Newton et BeppoSAX : • pas de biais de sélection, • observations au même moment

• Grandes différences entre Chandra et les autres échantillons• Chandra spectro : sursauts choisis pour être brillants (biais de sélection)• Chandra image : sursauts observés tard, sans doute montrant un effet de jet

BeppoSAX XMM-NewtonChandra spectro

Chandra (image)

Index de décroissance 1.3 1.23 1.45 1.97

Index spectral 1.16 1.17 0.93 0.8

Flux à 40 ks 10-12.2 10-12.56 10-11.56 10-11.57

Temps moyen d'observation (ks) 40 48 96 325

Jet et boule de feu

• Signature dans la courbe de lumière (Rhoads 1997)

• changement de pente• intervient quand la focalisation relativiste égale l'angle du jet

• Recherche par relation de fermeture• Relation entre les indices de décroissance et spectral

• Jets exclus dans les échantillons XMM-Newton et BeppoSAX

• Jets possibles dans les échantillons Chandra

Contraintes possibles sur l'angle du jet (12.6° > > 5.1 °)

Le milieu environnant le sursaut

• Contrainte possible du milieu environnant le sursaut par relations de fermeture (sari et al. 1998, Chevalier et al. 1999)

• Milieu de type vent stellaire• Milieu de type interstellaire

• Dégénérescence de deux relations • Levée lors d'observations optiques

Majorité de sursauts environnés par un milieu interstellaire

Solution : le choc de terminaisonPosition du choc : très près du

progéniteur, maintenu par un milieu très dense

• Un progéniteur stellaire : • signature de supernovae (Stanek et al. 2003)• raies métalliques (Piro et al. 1999)

Groupe I : émissions rémanentes brillantes à décroissance rapide• index de décroissance ~ 1.6• Flux ~ 7 10-12 erg s-1 cm-2 (1 jour)

Groupe II : émissions rémanentes faibles à décroissance plus lente• index de décroissance ~ 1.2• Flux ~ 6 10-13 erg s-1 cm-2 (1jour)

2 exceptions• Flux très faible, pas de regroupement• Index de décroissance très faible (~0.5)

Probabilité de regroupement par chance : 1.1 x 10-4

Comparaison des courbes de lumière X des émissions rémanentes

Comparaison des courbes de lumière X des émissions rémanentes

Autre explication :présence d'un choc de terminaison ?

Explication initiale : groupe I en refroidissement rapide, groupe II en refroidissement lent

Zone de réponse observationnelle de SWIFT

Chincarini et al. 2005

Choc de terminaison

Impossible

Non confirmé

SWIFT semble observer des sursauts moins brillants que les autres satellites (Berger et al. 2005)2 biais importants :

• Interpolation assumant une loi de décroissance simple (parfois invalide)• Observations SWIFT effectuées quelques minutes après le sursaut (décroissance complexe)

Comparaison entre XMM-Newton et SWIFT (sursauts observés après 1.5

heures) : les sursauts SWIFT sont plus brillants !

Faible luminosité apparente due à la partie précoce de l'émission rémanente ?

Comparaison avec SWIFT

Conclusion

Présence de l'émission rémanente X : quasi systématique

Symétrie du sursaut : jet Ouverture 5.1° < < 12.6°

Milieu environnant : type interstellaireConséquence sur l'existence et la position du choc de terminaison

Flux X : deux groupesCompatible avec les observations SWIFTFlux précoce non identifiable à une loi de puissance décroissante simple