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Le ciel à découvert

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Jean Audouze

Deuxième partie. Les étoiles et le milieu interstellaire

10. Les sursauts gamma

Frédéric Daigne

Volltext

1Les sursauts gamma ont été découverts par hasard en 1967. Ces phénomènes très énergétiques continuent aujourd’hui d’intriguer les astrophysiciens, qui déploient des efforts instrumentaux très importants pour percer leurs mystères.

La découverte

Le programme militaire américain VELA

2Le 5 août 1963, peu de temps après la crise de Cuba, est signé le traité de Moscou sur l’interdiction partielle des essais nucléaires. L’URSS, les États-Unis et la Grande-Bretagne le ratifient immédiatement. Il interdit les essais d’armes nucléaires sous l’eau ou dans l’atmosphère (et même dans l’espace au-delà !) et autorise les essais souterrains.

3Ce traité marque le début d’une nouvelle période de la guerre froide, dite de « détente ». Les astrophysiciens l’associent aussi à une découverte, celle des sursauts gamma. La détente au milieu de la guerre froide n’exclut en effet pas la méfiance et les États-Unis développent à partir de 1963 le projet VELA pour vérifier le respect du traité. Plusieurs méthodes étaient exploitées pour repérer d’éventuels essais clandestins, dont la détection du flash de rayonnement gamma qui caractérise les explosions atomiques.

Le rayonnement gamma

  • 1 Le type spectral (visible, X, gamma, etc.) est caractérisé par l’énergie transportée par chaque ph (...)
  • 2 Voir le chapitre 28.

4La lumière visible est une manifestation d’un phénomène physique plus général, le rayonnement électro magnétique. La quantité d’énergie transportée par chaque photon (particule de lumière) se traduit pour notre œil par la couleur. Un photon « bleu » transporte presque deux fois plus d’énergie qu’un « rouge »1. Il existe des photons moins énergétiques (infrarouge, radio), ou plus (UV, X et gamma). Une énergie transportée plus importante signifie un plus grand pouvoir de pénétration de la matière. Ainsi, un photon X (environ mille fois plus énergétique qu’un photon visible) traverse la peau mais moins facilement les os, permettant la radiographie médicale. Les photons gamma sont les plus énergétiques (typiquement un million de fois plus qu’un photon visible) et pénètrent donc au cœur de la matière, ce qui les rend dangereux pour la vie (ils induisent brûlures, cancers ou mutations génétiques). L’atmosphère nous protège heureusement en grande partie des rayons gamma naturels provenant de l’espace. Il faut donc un satellite pour les détecter, ce qui explique l’émergence tardive de l’astronomie gamma2.

5Il n’existe pas dans le domaine gamma des lentilles ou des miroirs qui permettraient de construire des instruments (lunettes, télescopes) similaires à ceux utilisés dans le visible. La détection se fait avec des cristaux qui produisent un signal lorsqu’un photon gamma vient de les traverser, mais qui ne peuvent pas donner sa direction d’arrivée.

La découverte des sursauts gamma

6Dans le cadre du projet VELA, plusieurs satellites ont été lancés avec à leur bord des détecteurs de photons gamma. En cas de détection, le décalage temporel entre les différents satellites permettait de remonter grossièrement à la direction de la source (figure 2). On ne sait pas si des essais clandestins ont été découverts par les satellites VELA, mais le 2 juillet 1967, ils ont détecté un flash intense de rayonnement gamma, d’une durée de quelques secondes, qui ne semblait pas provenir du sol, comme on pourrait l’attendre d’une explosion atomique, mais de l’espace ! D’autres flashes semblables ont été détectés par la suite (73 au total pour les satellites VELA après environ 10 ans d’existence). Ce n’est qu’en 1973 que R. Klebesadel et ses collaborateurs, du centre de recherche militaire américain de Los Alamos, ont annoncé cette découverte à la communauté scientifique par un article publié dans l’Astrophysical Journal. Cet article caractérise bien les flashs observés (durée et intensité) et exclut une origine terrestre, lunaire ou solaire. Il conclut qu’un nouveau phénomène naturel vient d’être identifié, et le baptise « sursauts gamma » (en anglais gamma-ray bursts). Après 1973, les sursauts sortent de la sphère militaire et deviennent une question scientifique.

7Depuis les années 70, de nombreux satellites astronomiques ont observé les sursauts gamma. Parmi les plus récents, on peut citer l’observatoire gamma américain Compton (CGRO, 1991-2000) avec à son bord l’expérience BATSE spécialement conçue pour la détection des sursauts. Ont suivi le satellite italo-néerlandais Beppo-SAX (1996-2002), le satellite américano-franco-japonais HETE2 (2000-2006), l’observatoire gamma européen INTEGRAL (lancé en 2002), le satellite américain Swift (lancé en 2004) et le satellite international Fermi (lancé en 2008). Certains sont des observatoires généralistes (CGRO, Beppo-SAX, INTE-GRAL, Fermi), d’autres ont été conçus spécifiquement pour l’étude des sursauts gamma (HETE2, Swift). Cet investissement instrumental traduit le grand intérêt des astrophysiciens pour ces phénomènes.

La question de l’échelle de distance

Distance et puissance des sources

8Les principales propriétés des sursauts gamma ont été connues dès la première publication en 1973. Un sursaut est un flash très intense de rayonnement gamma (les plus brillants ont un lux mesuré sur terre de plusieurs milliers de photons par seconde et par centimètre carré). On trouve deux groupes : les sursauts « courts » d’une durée allant de quelques millisecondes à la seconde, et les « longs » d’une durée typique de quelques dizaines de secondes, mais pouvant atteindre quelques minutes pour les plus longs. Même pour les sursauts longs, les durées restent remarquablement brèves pour des phénomènes célestes. L’expérience BATSE a permis de préciser le taux de sursauts gamma, environ 1 à 2 par jour au niveau de la Terre. Pendant le sursaut, le flux mesuré est très irrégulier : les photons arrivent par épisodes de durée variable, qui se superposent éventuellement. Les courbes de lumière (lux mesuré au cours du temps) sont donc très complexes (figure 1). Le spectre des photons détectés est obtenu en les classant en fonction de leur énergie. Pour les sursauts, le spectre est « non thermique » car il n’a pas la forme caractéristique observée pour un corps chauffé à une certaine température, comme c’est le cas par exemple en première approximation pour les étoiles. Il est donc difficile de déterminer le processus physique responsable de l’émission des photons gamma détectés.

Fig. 1 – Un exemple de sursaut gamma, GRB 080916C.
1. La première image montre la carte du ciel gamma vu par l’instrument LAT du satellite Fermi. Dans le système de coordonnées utilisées, notre Galaxie, la Voie lactée, se situe dans cette carte au niveau de l’équateur (son centre est indiqué par « Milky Way Center »). Ne sont montrées que les sources permanentes : on constate que l’émission diffuse de la Voie lactée domine. Quelques sources ponctuelles galactiques sont également bien visibles (en particulier trois pulsars brillants : le Crabe, Vela et Geminga). Quelques sources extragalactiques sont également détectées, dont le blazar 3C454.3.
2. Le 16 septembre 2008, pendant une centaine de seconde, dans la direction du ciel indiquée par un petit rond blanc sur la carte, une source est soudainement apparue, qui était plus brillante que tout le reste du ciel : c’était le sursaut gamma GRB 080916C. Sa courbe de lumière, représentée sur la seconde image, montre que le nombre de photons gamma reçus par seconde pendant ce sursaut est très variable. Il en est de même dans la majorité des sursauts gamma observés.
(1) NASA & Fermi LAT collaboration ; (2) Abdo et al., « Fermi Observations of High-Energy Gamma-Ray Emission from GRB 080916C », Science, 323, 1688 (2009)

9Face à un phénomène nouveau, la première question posée par les astronomes est celle de la distance, qui fixe également la puissance intrinsèque de la source. Le tableau ci-dessous donne la puissance attendue pour les sources des sursauts gamma, pour différentes échelles de distance envisagées par les astronomes. Cette puissance est calculée en supposant que la source émet de la même façon dans toutes les directions.

Échelle de distance

Puissance de la source

Système solaire (100 UA)

~ 1020 W soit en 1 seconde environ un centième de l’énergie totale produite par l’humanité en 1 an.

Disque de notre Galaxie (10 kpc)

~ 1034 W, soit une source 25 millions de fois plus puissante que notre Soleil !

Galaxie lointaine (1 Gpc)

~ 1044 W, soit une source 25 millions de fois plus puissante que notre Galaxie, c’est-à-dire, pendant sa brève durée, la source la plus brillante de l’Univers !

Fig. 2 – Méthodes de détermination de la direction d’arrivée d’un sursaut gamma.
Méthode 1 : comparaison des temps d’arrivée.
Si la direction de la source fait un angle θ avec la direction perpendiculaire au plan des instruments, la distance à parcourir par la lumière est plus longue pour atteindre l’un des deux détecteurs. La différence de trajet d dépend de la distance D entre les deux instruments. Elle se traduit par un décalage temporel Δt = d/c entre les signaux de chaque détecteur. La vitesse de la lumière c étant très élevée, ce décalage n’est mesurable que pour des grandes distances, donc uniquement si les détecteurs sont placés sur des satellites ou sondes différents. Cette méthode a été utilisée par exemple par les satellites VELA ou le réseau IPN (voir texte).
Méthode 2 : comparaison des intensités.
Si deux détecteurs identiques sont disposés perpendiculairement, ils n’offrent pas la même surface effective au rayonnement. Dans le cas limite, si la direction de la source est perpendiculaire à l’un des détecteurs, la lumière ne fait que raser le second qui ne détecte donc aucun signal. Dans le cas général, l’un des deux détecteurs enregistre un signal plus intense, alors que la structure temporelle est la même. La comparaison des deux intensités permet de calculer la direction d’arrivée. Cette méthode a été utilisée par exemple par l’expérience BATSE à bord de CGRO (voir texte).
Méthode 3 : utilisation d’un masque codé.
Un masque codé est placé à une distance D au-dessus du plan contenant une matrice de détecteurs formant des pixels. Ce masque est constitué de pavés transparents pour les photons gamma, et d’autres qui sont opaques. Le plan détecteur enregistre donc une image de l’ombre du masque éclairé par la source. Suivant la position de la source, cette ombre se décale, d’autant plus que la distance D est grande. La mesure du décalage permet donc de localiser la source. Dans la réalité, cette procédure est mathématiquement assez complexe quand il y a plusieurs sources en même temps. Cette méthode est utilisée par exemple par la nouvelle génération de satellites, dont Swift (voir texte).
(Frédéric Daigne, Institut d’Astrophysique de Paris)

10Il semble impossible d’identifier la nature des sursauts gamma sans en connaître la distance, tant les propriétés des sources sont différentes selon que celles-ci sont placées dans le Système solaire, dans notre Galaxie ou dans des galaxies lointaines. Cette question fondamentale de la distance n’a pourtant été résolue qu’en 1997, trente ans après la découverte du premier sursaut gamma. La difficulté est liée à la méthode de détection qui ne permet pas facilement une localisation précise des sursauts.

Localiser une source de photons gamma

11Il existe plusieurs méthodes pour déterminer la direction d’arrivée des photons gamma (figure 2) : comparaison des temps d’arrivée des photons gamma entre plusieurs satellites, utilisée par exemple par les satellites VELA ; comparaison de l’intensité du signal mesurée par différents détecteurs orientés perpendiculairement, utilisée par exemple par l’expérience BATSE ; utilisation d’un « masque codé », adoptée par la nouvelle génération de satellites (HETE2, INTEGRAL, Swift). La qualité de la localisation varie d’une méthode à l’autre et n’atteint jamais la précision obtenue dans les domaines visible ou radio. BATSE localisait par exemple les sursauts à 5 degrés près (une « position » dans le ciel est donnée par une direction, donc deux angles). Un cercle de diamètre 5 degrés dans le ciel est dix fois plus grand que la taille apparente du disque solaire et contient une multitude d’objets célestes sans qu’il soit possible de savoir lequel a produit le sursaut gamma. La précision de la position peut être améliorée en comparant les temps d’arrivée des photons détectés par BATSE et par des instruments situés sur d’autres satellites ou sondes (par exemple la sonde Ulysses d’observation du Soleil). Si la distance entre les différents détecteurs est assez grande, on peut obtenir une précision meilleure que la minute d’arc (un soixantième de degré). Cette technique a été utilisée par le réseau IPN (Interplanetary Network). Dans les années 90, il fallait généralement plusieurs jours pour collecter les données des différents satellites et lorsque la position précise était connue et que des télescopes au sol exploraient cette région, aucune nouvelle source n’était détectée. On sait depuis qu’avec un délai plus court (quelques heures), une contrepartie aurait pu être trouvée.

La distribution des sursauts gamma dans le ciel

  • 3 C’est d’ailleurs l’étude de la distribution des amas globulaires qui a permis pour la première foi (...)

12Il est possible d’obtenir une information indirecte sur la distance des sursauts gamma en comparant leur distribution dans le ciel avec celles d’autres objets célestes (figure 3). Dès la fin des années 80, il est apparu que la distribution dans le ciel des sursauts apparaissait isotrope (il n’y a aucune direction privilégiée). Peu d’astres ont cette propriété. C’est le cas des étoiles proches, situées à une distance du Soleil inférieure à l’épaisseur du disque de la Galaxie. La distribution de l’ensemble des étoiles de la Galaxie n’est par contre pas isotrope, comme le montre par exemple la distribution des nébuleuses planétaires qui fait clairement apparaître le disque de la Voie lactée. Les amas globulaires sont répartis dans un halo sphérique autour de ce disque. Leur distribution pourrait sembler isotrope s’ils étaient observés du centre de la Galaxie, mais ce n’est pas le cas vu du Soleil qui en est assez loin3. Les galaxies proches n’ont également pas une distribution isotrope, elles s’organisent en « groupes », puis en « amas », formant au fur et à mesure que la distance augmente ce que les astronomes appellent les « grandes structures ». Ce ne sont que les galaxies très lointaines qui nous apparaissent à nouveau isotrope (la construction du modèle du Big Bang repose d’ailleurs en partie sur cette hypothèse bien vérifiée que l’Univers est isotrope et homogène à grande échelle).

13Dès 1986, B. Paczynski, en se fondant sur cette observation, a défendu l’idée que les sursauts gamma étaient produits à des distances très grandes, comparables aux distances des galaxies les plus lointaines (distances dites « cosmologiques », de plusieurs milliards d’années lumière). Cette hypothèse extrême impliquait une puissance intrinsèque phénoménale pour les sursauts (voir tableau ci-dessus). La majorité des astrophysiciens ne l’ont donc pas retenu et ont préféré l’hypothèse selon laquelle les sursauts seraient produits par des sources situées dans la Voie lactée. L’isotropie aurait alors été due à la sensibilité limitée des instruments, ne permettant de détecter que les sursauts les plus proches. L’expérience BATSE étant presque cent fois plus sensible que les instruments précédents, il était attendu qu’elle montre une distribution des sursauts gamma dans le ciel non isotrope, avec une accumulation dans le plan galactique.

14Les résultats des trois premières années d’observation de BATSE ne montraient aucun écart à l’isotropie. En 1994 a été organisé un grand débat sur l’échelle de distance des sursauts gamma. Il faisait écho à un débat similaire organisé en 1920 sur « l’échelle de l’Univers ». Deux théories s’affrontaient alors. La plus traditionnelle, défendue par H. Shapley, limitait l’Univers à une seule grande Galaxie (la Voie lactée, Galaxie en grec). L’autre hypothèse, soutenue par H. D. Curtis, proposait un Univers plus vaste, composé de beaucoup d’autres « galaxies » semblables à la nôtre. Assez rapidement les observations menées par les astronomes de la génération de E. Hubble avec les premiers grands télescopes ont donné raison à Curtis et à l’hypothèse paraissant la plus extrême. La même situation semble se reproduire en 1994. Face à B. Paczynski qui défend l’hypothèse cosmologique, D. Lamb soutient – comme la majorité de ses collègues d’après un vote effectué à l’issue du débat – l’idée de sursauts gamma galactiques, situés non pas dans le disque mais dans un « super-halo » (comme celui des amas globulaires, mais avec un rayon bien plus grand). Dans ce modèle, un écart à l’isotropie doit finir par apparaître avec l’accumulation des données, à cause de la position excentrée du Soleil dans la Galaxie. Cela n’a pas été le cas comme le montre la distribution finale des 2 704 sursauts détectés par BATSE en 10 ans. Pour sauver le modèle galactique, il aurait fallu que le super-halo soit si grand qu’il englobe les galaxies satellites de la Voie lactée (dont le grand nuage de Magellan) ! Entre-temps une nouvelle observation obtenue en 1997 a prouvé qu’une fois encore, c’est l’autre hypothèse, la plus extrême, qui était la bonne.

Fig. 3 – La distribution dans le ciel des sursauts gamma comparée à celles d’autres objets célestes. Toutes les cartes du ciel sont en coordonnées galactiques, pour lesquelles le plan de la Voie lactée est situé le long de « l’équateur ». (B. Paczynski in « How Far are Gamma-Ray Bursters ? », astroph/9505096)

La découverte des rémanences en 1997

15Dans l’Univers, il est rare qu’une source n’émette de la lumière que dans un seul domaine spectral. Les astronomes ont donc dès les années 80 cherché à trouver une « contrepartie » aux sursauts gamma dans le domaine visible, pour lequel la localisation – et donc l’identification de la source – est bien plus facile. Jusqu’au début des années 1990, la précision de quelques degrés seulement sur la direction d’un sursaut gamma ne permettait pas facilement cette recherche de contrepartie par un grand télescope au sol. Les localisations plus précises obtenues avec l’IPN (voir figure 2) étaient, elles, trop tardives.

  • 4 Voir le chapitre 20.

16La solution est venue du satellite Beppo-SAX, lancé en 1996, qui disposait à son bord à la fois de détecteurs gamma et X. Pour ces derniers, la capacité de localisation est meilleure (de l’ordre de la minute d’arc). De plus Beppo-SAX pouvait transmettre ses données au sol environ toutes les deux heures. Il devenait donc envisageable de détecter un sursaut simultanément en gamma et en X, de le localiser et de transmettre sa position aux observatoires au sol dans un délai de quelques heures. C’est ce qui a fonctionné parfaitement pour la première fois le 28 février 1997, permettant la découverte de la première contrepartie optique d’un sursaut gamma par l’équipe hollandaise de J. van Paradijs, plusieurs heures après le sursaut (figure 4). En l’observant jour après jour, les astronomes constatent qu’elle faiblit rapidement et finit par s’éteindre. Elle est donc baptisée « rémanence » (afterglow en anglais). Le 8 mai de la même année, une nouvelle détection a lieu. Cette fois un spectre de la lumière de la rémanence est obtenu. Il montre un décalage systématique des photons vers le rouge (un redshift de z = 0,835). On sait depuis la découverte de E. Hubble en 1929 que ce redshift est une signature de l’expansion de l’Univers4 et n’apparaît que pour les sources à distance cosmologique. Plusieurs semaines plus tard, lorsque la rémanence s’éteint, on découvre à son emplacement une galaxie lointaine peu brillante, dont le redshift mesuré est le même : z = 0,835. Il indique que la lumière du sursaut gamma a mis à peu près la moitié de l’âge actuel de l’Univers pour nous parvenir !

Fig. 4 – La première rémanence visible : celle du sursaut gamma du 28 février 1997. L’image de gauche est prise avec le William Herschel Telescope le jour même de la détection du sursaut gamma, environ 20 heures plus tard : une source ponctuelle brillante (absente des images d’archive de la même région du ciel) est clairement identifiée au centre (marquée par « OT » pour optical transient). L’image de droite est prise avec le Isaac Newton Telescope 4 jours plus tard : la nouvelle source, qui est la rémanence du sursaut, a considérablement faibli. Deux cents jours après le sursaut gamma, la rémanence devenue extrêmement faible a encore été détectée une dernière fois par le télescope spatial Hubble, comme on peut le voir sur la troisième image (à gauche, une vue générale de la région du ciel, à droite la région de la rémanence agrandie). On distingue la galaxie hôte du sursaut gamma, très faible car très lointaine. (Groot et al. 1997 ; Fruchter et al./HST/NASA)

Les observations des rémanences

  • 5 Voir le chapitre 9.

17Depuis 1997, de nombreuses autres rémanences ont été détectées. Il s’agit très majoritairement de rémanences de sursauts longs (les plus nombreux). Leur luminosité décroît très rapidement, et l’énergie typique des photons émis diminue elle aussi au cours du temps, la rémanence étant d’abord bien détectable en X, puis plutôt dans le domaine visible et enfin radio. Dans beaucoup de cas, une fois éteinte on trouve à son emplacement une galaxie lointaine, « hôte » du sursaut gamma. Plusieurs indices indiquent que les sursauts longs sont très vraisemblablement associés à l’explosion de certaines étoiles massives. En particulier une supernova (explosion très brillante associée à la mort d’une étoile massive5) a été découverte dans plusieurs cas en association avec une rémanence. Pour une bonne fraction des rémanences, le redshift a pu être mesuré et l’origine cosmologique des sursauts gamma ne fait plus aucun doute. Le record de la source céleste avec la distance la plus grande mesurée avec précision est d’ailleurs actuellement détenu par un sursaut observé le 23 avril 2009, avec un redshift de z = 8,3. Lorsqu’il a été émis, l’Univers n’était âgé que d’environ 650 millions d’années, alors que son âge actuel est 13,7 milliards d’années. Des étoiles avaient donc déjà eu le temps de naître, vivre et mourir dans cet Univers très jeune.

Modéliser les sursauts gamma

Ingrédients physiques

18En 1993, un astrophysicien, R. Nemiroff, a recensé les modèles théoriques de sursauts gamma et en a trouvé 118 ! Dans cette liste, la majorité place encore les sursauts à distance galactique mais on trouve quand même quelques modèles cosmologiques. Cette abondance reflète la difficulté à modéliser un phénomène dont on ignore la distance. La preuve de l’origine cosmologique obtenue en 1997 a grandement amélioré la situation en éliminant la quasi-totalité des modèles. Pour rester acceptable, un modèle doit reproduire au minimum les observations suivantes :

  • une distance cosmologique ;
  • une énergie libérée par la source de l’ordre de 1043 à 1048 joules (en supposant que la source émet de la même façon dans toutes les directions) ;
  • une grande variabilité dans la courbe de lumière, qui peut être observée sur des échelles de temps très courtes, inférieures à 10 millisecondes ;
  • un spectre des photons gamma non-thermique ;
  • une émission rémanente qui décroît rapidement au cours du temps ;
  • pour les sursauts longs, une association avec l’effondrement de certaines étoiles massives.

19La quantité d’énergie énorme libérée pendant un sursaut gamma combinée aux très courtes échelles de temps observées implique que les sursauts gamma sont associés à un événement violent conduisant à la formation d’un objet compact (étoile à neutrons ou trou noir). En effet aucune information ne pouvant se propager plus vite que la lumière, une variabilité de l’ordre de 10 ms implique une taille de la région émettrice très petite, environ 10 millisecondes lumière, soit 3 000 km (0,5 % du rayon du Soleil).

  • 6 Si deux photons se rencontrent et que leurs énergies sont suffisantes, ils peuvent s’annihiler et (...)

20Le « problème de la compacité » surgit alors : la très grande densité de photons gamma dans une source aussi compacte devrait conduire à un taux élevé d’annihilation photon-photon6, se traduisant par une coupure dans le spectre (absence de photons au-delà d’une certaine énergie), qui n’est pas observée. L’astrophysicien anglais M. Rees – dans un contexte différent – a trouvé dans les années 70 la solution à ce problème : la source se déplace avec un mouvement ultra-relativiste (c’est-à-dire à une vitesse très proche de celle de la lumière). La théorie de la Relativité Restreinte prédit alors que la lumière émise par la source est fortement concentrée vers l’avant. Les photons ont des trajectoires presque parallèles et se rencontrent difficilement : les annihilations deviennent rares. On peut déduire de la forme des spectres observés que les sources des sursauts gamma se propagent à une vitesse minimum de 99,995 % de celle de la lumière !

Un scénario en trois étapes

21À partir des observations fondamentales et des arguments théoriques rappelés ci-dessus, les astrophysiciens ont élaboré le scénario suivant, en trois étapes principales.

  • 7 Dans un tel système, les deux étoiles hyper-denses (une étoile à neutrons a typiquement une masse (...)
  • 8 Les blazars sont des galaxies actives, très lumineuses et très variables.
  • 9 Une binaire X est un système binaire composé d’une étoile « normale » et d’un objet compact (étoil (...)

22 1. Événement initial et éjection relativiste : un événement violent conduit à la formation d’un trou noir de masse stellaire. Cet événement est sans doute l’effondrement d’une étoile très massive pour les sursauts gamma longs. Pour les courts, il est moins bien identifié mais beaucoup d’astrophysiciens pensent qu’il s’agit de la coalescence d’un système binaire de deux étoiles à neutrons7. Dans chacun des deux scénarios, la matière qui ne s’est pas effondrée directement dans le trou noir spirale progressivement vers lui en formant un épais disque d’accrétion (figure 5, étape 1). De tels systèmes sont rencontrés dans d’autres sources astrophysiques (par exemple les blazars8, certaines binaires X9, etc.). On constate que l’accrétion s’accompagne presque toujours d’un phénomène d’éjection, et que dans certaines conditions, la matière éjectée peut devenir relativiste. Le mécanisme physique détaillé est malheureusement encore mal compris. Dans les sursauts gamma, la vitesse atteinte par la matière éjectée à la fin du processus d’accélération est extrêmement proche de celle de la lumière (figure 5, étape 2). Pendant cette première phase, l’éjecta est tellement dense que le rayonnement éventuellement produit ne peut s’en échapper : aucun signal lumineux n’est observable. Ce n’est qu’à grande distance de la source que l’éjecta devient transparent (figure 5, étape 3). De nouveaux mécanismes peuvent alors opérer pour produire le sursaut et sa rémanence.

23 2. Phase des chocs internes : l’éjection n’est pas régulière et varie sur des échelles de temps qui peuvent être aussi petites que quelques millisecondes (l’ordre de grandeur de la période orbitale dans la région interne du disque d’accrétion). Toutes les couches de matière éjectées n’atteignent pas la même vitesse. Progressivement les couches les plus rapides rattrapent les autres. Ce processus est progressif car les vitesses relatives sont très faibles (toutes les vitesses étant très proches de celle de la lumière). Des ondes de choc finissent par se former dans l’éjecta à grande distance de la source centrale, les « chocs internes » (figure 5, étape 4). Ces chocs ont plusieurs effets : ils amplifient localement le champ magnétique et accélèrent les particules, en particulier les électrons. Leurs trajectoires s’enroulent autour des lignes de champ magnétique, ce qui provoque un rayonnement dit synchrotron. Certains des photons émis ont le temps, avant de s’échapper, de diffuser sur un électron et de gagner ainsi plus d’énergie (diffusion Compton inverse). Le rayonnement produit explique le sursaut gamma proprement dit.

24 3. Freinage par l’environnement de la source : initialement l’éjecta relativiste se propage sans sentir le milieu environnant, par exemple le milieu interstellaire de la région de l’étoile parent du sursaut. Cependant la masse balayée s’accumule devant lui et à grande distance, elle devient suffisante pour le freiner. Deux nouvelles ondes de choc se forment : un choc « en retour » qui se propage dans l’éjecta relativiste (figure 5, étape 5) et un choc « externe », initialement très violent, qui se propage dans le milieu extérieur (figure 5, étape 7). Les deux régions choquées sont séparées par une « surface de discontinuité » (figure 5, étape 6). Au fur et à mesure du freinage, le choc avant devient de moins en moins fort et au bout d’un certain temps l’éjecta devient non relativiste. Dans cette phase tardive, il ne reste pas bien collimaté mais subit une expansion sur les côtés (figure 5, étape 8). On pense que la rémanence est le résultat de l’émission des particules accélérées dans ces nouveaux chocs, en particulier le choc externe. Le fait que la rémanence devienne de moins en moins lumineuse, et émette des photons de moins en moins énergétiques est la signature du freinage progressif.

Fig. 5 – Scénario théorique pour la production d’un sursaut gamma. L’échelle à droite est graduée avec le logarithme de la distance en mètres. Ainsi, « 12 » correspond à 1012 m, c’est-à-dire un milliard de kilomètres. Les différentes étapes du schéma sont expliquées dans le texte : 1. Éjection par la source centrale. 2. Fin de l’accélération relativiste. 3. L’éjecta devient transparent. 4. Émission gamma lors de la phase des « chocs internes » (CI). 5. Choc en retour (CR) pendant la phase de freinage. 6. Surface de discontinuité séparant l’éjecta du milieu extérieur. 7. Choc avant (CA), ou « externe », se propageant dans le milieu extérieur pendant la phase de freinage et provoquant l’émission de la rémanence. 8. Expansion latérale tardive de l’éjecta devenu non-relativiste à la fin de la phase de freinage. (Atteia et Mochkovitch, 2003)

25Ce scénario est un cadre d’interprétation général bien accepté par une grande majorité des astrophysiciens qui étudient les sursauts gamma. Beaucoup d’efforts sont faits depuis 1997 pour en préciser les détails via une modélisation précise et une comparaison attentive aux observations.

Beaucoup de questions ouvertes

26La première étape du scénario décrit ci-dessus est la plus compliquée. En effet, aucun signal lumineux ne parvient à l’observateur dans cette phase initiale : les informations disponibles sont indirectes. Les astrophysiciens aimeraient savoir plus précisément la nature des étoiles parents des sursauts gamma (les informations les plus complètes concernent les sursauts gamma longs et ont permis d’identifier qu’il s’agit d’étoiles massives, mais sans pouvoir déterminer la masse minimum ni être capable d’identifier les autres conditions qui sont nécessaires pour produire un sursaut). Ils aimeraient également identifier le mécanisme conduisant à l’éjection relativiste et préciser les propriétés de l’éjecta, en particulier son contenu et sa géométrie. Il y a de nombreuses idées théoriques, mais elles sont difficiles à tester. Un bon exemple d’observation attendue qui pourrait faire progresser l’un de ces points (la nature de l’événement initial) serait la détection d’ondes gravitationnelles associées à un sursaut court produit par la coalescence de deux étoiles à neutrons.

27En ce qui concerne les étapes qui conduisent à l’émission du sursaut gamma et de sa rémanence, la situation est meilleure car de nombreuses observations sont disponibles. La première génération des modèles, construits dans les années 1997-2004 sur les idées des chocs internes pour le sursaut et du choc externe pour la rémanence, donnait un accord très satisfaisant avec les données disponibles. Celles-ci restaient cependant assez incomplètes, tant sur le plan de la séquence temporelle (pour des raisons techniques, la rémanence était toujours détectée au moins une heure après le sursaut) que sur le plan spectral (par exemple, on ne savait presque rien sur l’émission du sursaut gamma proprement dit dans le domaine optique ou au contraire dans les domaine des photons gamma de haute énergie). Les satellites Swift, et plus récemment Fermi, ont changé cette situation en comblant plusieurs de ces lacunes. Malheureusement, l’accord des modèles avec les données est devenu nettement moins satisfaisant. En particulier, la rémanence précoce (les premières minutes qui suivent le sursaut) montre une diversité et une complexité qui n’avaient absolument pas été prévues. Ceci montre très certainement que les premiers modèles étaient trop simplifiés et qu’il faut maintenant en concevoir des plus précis. Un tel aller-retour entre l’observation et la théorie est bien sûr fréquent en astrophysique. Pour l’instant, les grandes lignes du scénario qui a été présenté ne sont pas remises en cause, mais de nombreuses variantes restent discutées pour les détails de chaque étape.

28Régulièrement, une observation vient jeter un nouveau défi aux astrophysiciens, les invitant ainsi à une certaine humilité vis-à-vis de la compréhension de phénomènes aussi complexes. Par exemple en mars 2008, un sursaut très brillant a été observé, qui a pu être détecté dans le domaine visible simultanément à l’émission gamma. L’émission visible a une durée comparable et est également assez variable. Mais ce qui frappe le plus, c’est sa puissance, difficile à expliquer : au maximum, l’émission visible est si brillante qu’elle aurait été détectable à l’œil nu, ce qui est exceptionnel pour un phénomène produit à plusieurs milliards d’années lumière ! L’histoire des sursauts depuis leur découverte a été ainsi parsemée d’observations intrigantes, qui renforcent encore l’intérêt pour ces sources.

Utiliser les sursauts gamma pour mieux connaître l’Univers

  • 10 La Relativité Générale est une théorie classique de la gravitation. Les physiciens théoriciens sui (...)

29 Les sursauts gamma comme laboratoire de physique. Les sursauts gamma sont étudiés pour eux-mêmes parce qu’ils sont des phénomènes exceptionnels dont on souhaiterait mieux comprendre l’origine physique. Ce caractère extrême leur permet de plus d’offrir aux astrophysiciens une sorte de laboratoire naturel, dans lequel il est possible de tester les lois de la physique dans des conditions impossibles à réaliser sur Terre. Par exemple, l’observation quasi-simultanée de photons gamma de basse et de haute énergie dans certains sursauts détectés par Fermi a permis récemment de poser des limites sur l’échelle de la gravité quantique10 bien meilleures que tout ce qui avait pu être obtenu auparavant, contribuant ainsi à faire progresser la théorie physique.

  • 11 Voir le chapitre 29.
  • 12 Voir le chapitre 30.

30 Les sursauts gamma comme sources de rayonnement non photonique. Le modèle des sursauts invoque à plusieurs reprises l’accélération de particules dans des chocs. Ce processus physique est encore mal compris et la modélisation de l’émission gamma observée (en particulier l’émission à haute énergie mesurée par Fermi) permet d’apporter des contraintes importantes. Il est possible que les électrons ne soient pas les seuls concernés et que des protons soient aussi accélérés. Les sursauts gamma sont donc une des sources envisagées pour expliquer l’origine des rayons cosmiques de ultra-haute énergie observés par exemple par Auger11. L’interaction des protons accélérés avec le rayonnement gamma produit une cascade de particules secondaires, dont des neutrinos de haute énergie. Les sursauts gamma sont donc également une source prometteuse pour les télescopes à neutrinos comme Antares et ses successeurs12.

31 Les sursauts gamma pour explorer l’Univers lointain. L’extrême luminosité des sursauts gamma les rend détectables à très grande distance, au-delà des galaxies les plus lointaines actuellement connues. La lumière des sursauts gamma les plus distants, avant de nous parvenir, a parcouru une grande fraction de l’Univers. Chaque structure traversée (la galaxie hôte du sursaut, le milieu intergalactique) laisse sa marque dans le spectre de la rémanence. L’étude de ce spectre apporte donc aux astrophysiciens des informations uniques sur les conditions physiques qui règnent dans cet Univers très lointain et donc très jeune. La difficulté réside principalement dans l’obtention de cette information. Une chaîne instrumentale complexe doit être mise en œuvre : (a) détection du sursaut par un satellite, localisation de celui-ci et transmission de la position en temps quasi-réel ; (b) réaction automatique à cette alerte d’un réseau de petits télescopes robotisés. En cas de détection d’une rémanence, la localisation précise de celle-ci est à nouveau communiquée en temps réel ; (c) réaction en mode semi-automatique des grands télescopes comme le VLT européen au Chili. Idéalement, l’ensemble de cette chaîne prend moins d’un quart d’heure et permet donc au grand télescope d’observer la rémanence alors qu’elle est encore très brillante, ce qui permet de collecter plus de photons et d’obtenir un spectre de meilleure qualité. Le VLT est d’ailleurs équipé depuis 2009 d’un nouvel instrument, XSHOOTER, spécialement conçu pour cette application. Il permet d’observer également dans l’infrarouge proche, ce qui est nécessaire pour les sursauts gamma les plus lointains. Les années à venir devraient donc voir les sursauts prendre une certaine importance pour l’étude de l’Univers distant.

Conclusion

32Les sursauts gamma sont un bon exemple d’une de ces aventures intellectuelles que la science, et en particulier l’astronomie, sait si bien offrir : une découverte fortuite, des propriétés exceptionnelles par leur caractère extrême, des conditions physiques fort éloignées de celles qui règnent sur Terre, des rebondissements réguliers provoqués par des observations nouvelles inattendues… Grâce à l’avancée significative qui a permis de déterminer leur distance en 1997, la compréhension de ces phénomènes est aujourd’hui bien meilleure qu’en 1973 quand leur découverte a été rendue publique. De nombreuses questions restent cependant posées et montrent que l’aventure est encore loin d’être terminée. Ces dernières années, l’intérêt déjà grand pour les sursauts gamma s’est encore accru lorsqu’on a pris conscience qu’ils étaient une source potentielle très prometteuse de ces différents messagers non photonique que de très grands projets instrumentaux cherchent actuellement à détecter. Encore plus récemment, la découverte de sursauts gamma extrêmement distants (le sursaut gamma le plus lointain actuellement connu a été émis lorsque l’Univers avait moins de 5 % de son âge actuel) a mis en évidence leur utilisation possible pour l’exploration de l’Univers lointain. Les sursauts gamma seront sans doute dans l’avenir un des rares moyens disponibles pour obtenir des informations sur l’époque, fort intéressante mais encore bien mal connue, à laquelle les premières étoiles se sont formées.

33Toutes ces raisons justifient un investissement instrumental et théorique important, qui n’a fait que croître depuis la découverte des sursauts gamma. La communauté astrophysique française a apporté de nombreuses contributions à cet effort international, dès la fin des années 70 et continue à le faire : récemment, un accord a été conclu entre les agences spatiales chinoises et françaises pour le lancement vers 2013 d’un satellite, SVOM, qui sera le principal moyen de détection des sursauts pour la décennie à venir. Les objectifs du projet sont l’interprétation physique des sursauts gamma et leur utilisation pour la cosmologie.

Literaturverzeichnis

Références bibliographiques

• Atteia J.-L. et Mochkovitch R., « Les sursauts gamma », Images de la physique, CNRS-Editions, volume 2003-2004. L’article (en français) est disponible en ligne : http://www.cnrs.fr/publications/imagesdelaphysique/couv-PDF/IdP200304/06Atteia.pdf

• Vedrenne G. et Atteia J.-L., 2009, Gamma-ray bursts : the brightest explosions in the Universe, Berlin, Springer.

• Van Paradijs J. et al., 1997, « Transient optical emission from the error box of the γ-ray burst of 28 February 1997 », Nature, volume 386, page 686. L’article de la découverte de la première rémanence visible.

• Klebesadel R. W., Strong I. B., Olson R. A., 1973, « Observation of gamma-ray bursts of cosmic origin », Astrophysical Journal, volume 182, page L85. L’article de la découverte des sursauts gamma.

Anmerkungen

1 Le type spectral (visible, X, gamma, etc.) est caractérisé par l’énergie transportée par chaque photon. Il doit être distingué de l’intensité du rayonnement, liée au nombre total de photons. Dix photons « rouges » transportent plus d’énergie que deux « bleus » même s’ils sont individuellement moins énergétiques.

2 Voir le chapitre 28.

3 C’est d’ailleurs l’étude de la distribution des amas globulaires qui a permis pour la première fois à Shapley en 1918 de déterminer précisément la position du Soleil dans la Galaxie.

4 Voir le chapitre 20.

5 Voir le chapitre 9.

6 Si deux photons se rencontrent et que leurs énergies sont suffisantes, ils peuvent s’annihiler et donner une paire de particules constituée d’un électron et d’un anti-électron.

7 Dans un tel système, les deux étoiles hyper-denses (une étoile à neutrons a typiquement une masse comparable à une fois et demie la masse du Soleil pour une taille de l’ordre de 10 km) orbitent l’une autour de l’autre. La Relativité Générale d’Einstein prédit que le système perd de l’énergie par émission d’ondes gravitationnelles (propagation d’une perturbation de l’espace-temps) et que les deux étoiles se rapprochent progressivement. Cet effet a été vérifié très précisément dans le pulsar binaire B1913 + 16 par R. A. Hulse et J. H. Taylor, ce qui a été récompensé par le prix Nobel de physique en 1993. Après un temps qui dépend de la séparation initiale et peut valoir plusieurs centaines de millions d’années, les deux étoiles finissent par se rejoindre et fusionner : c’est la coalescence. Le cœur du système s’effondre en trou noir.

8 Les blazars sont des galaxies actives, très lumineuses et très variables.

9 Une binaire X est un système binaire composé d’une étoile « normale » et d’un objet compact (étoile à neutrons ou trou noir). L’accrétion de la matière sur l’objet compact produit le rayonnement X.

10 La Relativité Générale est une théorie classique de la gravitation. Les physiciens théoriciens suivent actuellement plusieurs pistes pour développer un cadre plus abouti, traitant de la gravitation d’une manière compatible avec la mécanique quantique. Dans certaines des théories envisagées, la vitesse de la lumière n’est plus strictement constante. La différence de vitesse entre deux photons prédite par ces théories dépend de leurs énergies respectives et d’une échelle d’énergie caractéristique (qui détermine les conditions pour lesquelles les effets quantiques deviennent importants). C’est la valeur de cette échelle caractéristique qui a été contrainte récemment par la comparaison entre les temps d’arrivée de photons gamma « normaux » et d’autres de plus haute énergie dans un sursaut observé par le satellite Fermi.

11 Voir le chapitre 29.

12 Voir le chapitre 30.

Abbildungsverzeichnis

Bildunterschrift Fig. 1 – Un exemple de sursaut gamma, GRB 080916C.1. La première image montre la carte du ciel gamma vu par l’instrument LAT du satellite Fermi. Dans le système de coordonnées utilisées, notre Galaxie, la Voie lactée, se situe dans cette carte au niveau de l’équateur (son centre est indiqué par « Milky Way Center »). Ne sont montrées que les sources permanentes : on constate que l’émission diffuse de la Voie lactée domine. Quelques sources ponctuelles galactiques sont également bien visibles (en particulier trois pulsars brillants : le Crabe, Vela et Geminga). Quelques sources extragalactiques sont également détectées, dont le blazar 3C454.3.2. Le 16 septembre 2008, pendant une centaine de seconde, dans la direction du ciel indiquée par un petit rond blanc sur la carte, une source est soudainement apparue, qui était plus brillante que tout le reste du ciel : c’était le sursaut gamma GRB 080916C. Sa courbe de lumière, représentée sur la seconde image, montre que le nombre de photons gamma reçus par seconde pendant ce sursaut est très variable. Il en est de même dans la majorité des sursauts gamma observés.(1) NASA & Fermi LAT collaboration ; (2) Abdo et al., « Fermi Observations of High-Energy Gamma-Ray Emission from GRB 080916C », Science, 323, 1688 (2009)
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11543/img-1.jpg
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Bildunterschrift Fig. 2 – Méthodes de détermination de la direction d’arrivée d’un sursaut gamma.Méthode 1 : comparaison des temps d’arrivée.Si la direction de la source fait un angle θ avec la direction perpendiculaire au plan des instruments, la distance à parcourir par la lumière est plus longue pour atteindre l’un des deux détecteurs. La différence de trajet d dépend de la distance D entre les deux instruments. Elle se traduit par un décalage temporel Δt = d/c entre les signaux de chaque détecteur. La vitesse de la lumière c étant très élevée, ce décalage n’est mesurable que pour des grandes distances, donc uniquement si les détecteurs sont placés sur des satellites ou sondes différents. Cette méthode a été utilisée par exemple par les satellites VELA ou le réseau IPN (voir texte).Méthode 2 : comparaison des intensités.Si deux détecteurs identiques sont disposés perpendiculairement, ils n’offrent pas la même surface effective au rayonnement. Dans le cas limite, si la direction de la source est perpendiculaire à l’un des détecteurs, la lumière ne fait que raser le second qui ne détecte donc aucun signal. Dans le cas général, l’un des deux détecteurs enregistre un signal plus intense, alors que la structure temporelle est la même. La comparaison des deux intensités permet de calculer la direction d’arrivée. Cette méthode a été utilisée par exemple par l’expérience BATSE à bord de CGRO (voir texte).Méthode 3 : utilisation d’un masque codé.Un masque codé est placé à une distance D au-dessus du plan contenant une matrice de détecteurs formant des pixels. Ce masque est constitué de pavés transparents pour les photons gamma, et d’autres qui sont opaques. Le plan détecteur enregistre donc une image de l’ombre du masque éclairé par la source. Suivant la position de la source, cette ombre se décale, d’autant plus que la distance D est grande. La mesure du décalage permet donc de localiser la source. Dans la réalité, cette procédure est mathématiquement assez complexe quand il y a plusieurs sources en même temps. Cette méthode est utilisée par exemple par la nouvelle génération de satellites, dont Swift (voir texte).(Frédéric Daigne, Institut d’Astrophysique de Paris)
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Bildunterschrift Fig. 3 – La distribution dans le ciel des sursauts gamma comparée à celles d’autres objets célestes. Toutes les cartes du ciel sont en coordonnées galactiques, pour lesquelles le plan de la Voie lactée est situé le long de « l’équateur ». (B. Paczynski in « How Far are Gamma-Ray Bursters ? », astroph/9505096)
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Bildunterschrift Fig. 4 – La première rémanence visible : celle du sursaut gamma du 28 février 1997. L’image de gauche est prise avec le William Herschel Telescope le jour même de la détection du sursaut gamma, environ 20 heures plus tard : une source ponctuelle brillante (absente des images d’archive de la même région du ciel) est clairement identifiée au centre (marquée par « OT » pour optical transient). L’image de droite est prise avec le Isaac Newton Telescope 4 jours plus tard : la nouvelle source, qui est la rémanence du sursaut, a considérablement faibli. Deux cents jours après le sursaut gamma, la rémanence devenue extrêmement faible a encore été détectée une dernière fois par le télescope spatial Hubble, comme on peut le voir sur la troisième image (à gauche, une vue générale de la région du ciel, à droite la région de la rémanence agrandie). On distingue la galaxie hôte du sursaut gamma, très faible car très lointaine. (Groot et al. 1997 ; Fruchter et al./HST/NASA)
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11543/img-4.jpg
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Bildunterschrift Fig. 5 – Scénario théorique pour la production d’un sursaut gamma. L’échelle à droite est graduée avec le logarithme de la distance en mètres. Ainsi, « 12 » correspond à 1012 m, c’est-à-dire un milliard de kilomètres. Les différentes étapes du schéma sont expliquées dans le texte : 1. Éjection par la source centrale. 2. Fin de l’accélération relativiste. 3. L’éjecta devient transparent. 4. Émission gamma lors de la phase des « chocs internes » (CI). 5. Choc en retour (CR) pendant la phase de freinage. 6. Surface de discontinuité séparant l’éjecta du milieu extérieur. 7. Choc avant (CA), ou « externe », se propageant dans le milieu extérieur pendant la phase de freinage et provoquant l’émission de la rémanence. 8. Expansion latérale tardive de l’éjecta devenu non-relativiste à la fin de la phase de freinage. (Atteia et Mochkovitch, 2003)
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Autor

Maître de conférences à l’université Pierre et Marie Curie et à l’Institut d’Astrophysique de Paris. Il est également membre de l’Institut universitaire de France. Ses recherches portent sur l’astrophysique des hautes énergies, en particulier l’étude des sursauts gamma, ainsi que sur l’évolution chimique de l’Univers. Par ailleurs, il est mission scientist de la mission spatiale sino-française SVOM

© CNRS Éditions, 2010

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