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Qu’est ce qu’un sursaut gamma ?

Manifestation d’une explosion gigantesque, ces flashs de lumière sont considérés comme les éléments les plus brillants et les plus riches en énergie depuis le Big Bang.

Un sursaut gamma s’accompagne d’un dégagement de matière sous forme de deux cônes opposés. https://www.eso.org/public/france/images/eso0917a/

Un sursaut gamma s’accompagne d’un dégagement de matière sous forme de deux cônes opposés. Crédit : ESO

Ce sont des événements rares à l’échelle d’une galaxie et pourtant il serait possible d’en observer en moyenne une dizaine par jour.
La puissance qui s’en dégage est considérable, équivalente à plus d’un milliard de milliards de soleils. Cette particularité les rend donc décelables à des distances très grandes, au-delà même de notre galaxie. Toutefois leur détection s’avère difficile. De véritables prouesses techniques sont nécessaires pour observer les sursauts gamma, aléatoires et imprévisibles.

Une bouffée de photons gamma

Ces explosions sont appelées “sursaut gamma” en référence aux particules de très haute énergie libérées initialement : les photons gamma. Tout comme la lumière visible, les rayons X ou encore les ondes radio, il s’agit d’une onde électromagnétique.

Les rayons gamma (?) sont les ondes de plus petites longueurs d’onde (?) du spectre élecromagnétique. Le spectre de la lumière visible, à titre indicatif, est représenté par les couleurs selon la longueur d’onde croissante.

Les rayons gamma sont les ondes de plus petites longueurs d’onde du spectre électromagnétique. Le spectre de la lumière visible, à titre indicatif, est représenté par les couleurs.

L’énergie d’un photon est mesurée en électron-volt (eV), un photon de lumière visible dégage environ 2eV. Celle d’un photon gamma peut atteindre plusieurs milliards d’électrons-volts !

Naissance d’un sursaut Gamma

 

L’explosion à l’origine du sursaut remplit des conditions spécifiques. Aujourd’hui, deux scénarios sont évoqués pour expliquer la puissance et la variation rapide des sursauts gamma : la coalescence ou fusion de deux objets compacts (étoile à neutron ou trou noir) et l’effondrement d’une étoile très massive.
La majorité des sursauts gamma recensés aujourd’hui indique qu’ils apparaissent à la mort d’une étoile très massive. En effet, dans le scénario de l’effondrement d’une étoile en fin de vie, celle-ci doit être très massive pour fournir l’énergie nécessaire à l’éjection de matière à très grande vitesse. C’est cette matière, lorsqu’elle se propage dans le milieu environnant, qui va permettre la transformation de cette énergie en radiations gamma.
Au moment de l’explosion, on distingue plusieurs étapes expliquant l’apparition du sursaut, selon le modèle dit de la “boule de feu” :

Illustration du modèle de la boule de feu. Crédit : NASA

Illustration du modèle de la boule de feu. Crédit : NASA

 

  1. Le progéniteur produit des jets de matière essentiellement constituée de paquets d’électrons, éjectés par à-coups dans une direction particulière. Ces paquets sont expulsés à des vitesses différentes mais toutes de très grande ampleur, proches de celle de la lumière. Ces jets sont dans ce cas appelés jets ultra-relativistes.
  2. Des chocs très violents ont lieu lorsque ces paquets d’électrons rentrent en contact : c’est le modèle des chocs internes. Les couches de matière expulsées à des vitesses différentes finissent par rentrer en collision, les couches les plus rapides rattrapant les plus lentes. Ces fronts de chocs vont engendrer de manière brusque des rayons gamma. C’est ce qu’on appelle l’émission prompte.
  3. Il y a également des chocs externes où ces mêmes couches de matière interagissent ultérieurement avec le milieu environnant du progéniteur. Ceci donne lieu à des rayonnements moins intenses, moins énergétiques et s’étalant dans le temps. On y retrouve des rayons X, de la lumière visible et des ondes radio. C’est l’émission rémanente.

 

Les conditions d’apparition

La durée du sursaut indique deux types d’origine possibles :

  • Lorsque la durée est de moins de 2 secondes, le sursaut est appelé sursaut court. Ce flash serait issu de la coalescence de deux objets massifs et compacts : des étoiles à neutrons, ou une étoile à neutron et un trou noir.
    Ces deux astres, en orbite, finissent par “tomber” l’un sur l’autre à mesure qu’ils perdent de l’énergie par émission d’ondes gravitationnelles. De cette rencontre ultime va naître un nouveau trou noir.
  • Dans le cas des sursauts longs, ceux dont la durée est supérieure à 2 secondes, il s’agit de la fin de vie d’une hypernova, un type de supernova particulier. Une hypernova est une étoile dont la masse est supérieure à 20 fois celle du soleil et qui subit un effondrement gravitationnel. Un trou noir se crée brusquement entraînant des ondes de chocs qui font exploser le reste de l’étoile et percent l’enveloppe stellaire : les couches externes sont violemment expulsées. C’est le modèle de la boule de feu.

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Dans les deux cas, le résidu formé (probablement un trou noir) grossit en avalant en quelques secondes la matière dans son entourage immédiat, s’accompagnant de la formation d’un disque d’accrétion épais qui tourne rapidement. Une partie de la matière, attirée par la force d’attraction du trou noir, est expulsée sous la forme de deux jets opposés dans l’axe de rotation du disque selon un mécanisme physique encore loin d’être compris.
Cette éjection à très forte vitesse engendre les chocs précédemment décrits et fait apparaître le sursaut gamma, résultat des chocs internes. Pour percevoir sa lumière il faut donc que l’observateur se trouve situé dans l’alignement de l’axe d’émission.

L’émission rémanente

L’émission rémanente d’un sursaut gamma est la phase qui suit l’émission prompte. Elle résulte selon le modèle de la boule de feu de chocs qui lors de leur expansion vont balayer le milieu environnant du progéniteur, générant des émissions à toutes les longueurs d’onde. Son étude permet ainsi de connaître la nature de l’environnement du progéniteur. L’émission rémanente est moins éphémère que l’émission prompte. Elle décroit progressivement sur une échelle de temps non de la seconde cette fois mais de l’heure, du jour ou du mois. Ceci permet de mener des programmes d’observation avec des télescopes au sol ou dans l’espace , à condition de disposer d’une position suffisamment précise du sursaut, notamment dans le domaine des rayons X et en lumière visible. Les informations fournies par l’émission rémanente sont capitales pour une meilleure compréhension du phénomène explosif et des conditions régnant dans l’environnement des étoiles responsables des sursauts gamma.

A gauche, Cliché obtenue le 3 avril 2003 de l’émission rémanente optique du sursaut apparu le 29 mars 2003. A droite, un mois plus tard, l’émission est toujours visible mais plus faible car elle décroit progressivement. Source : ESO.

A gauche, Cliché obtenu le 3 avril 2003 de l’émission rémanente en visible du sursaut apparu le 29 mars 2003. A droite, un mois plus tard, l’émission est toujours visible mais plus faible car elle décroit progressivement. Crédit : ESO

Nomenclature

GRB pour Gamma Ray Burst, sursaut gamma en anglais, suivi de la date de détection, aammjj.
Exemple : GRB 970508 correspond à un sursaut gamma détecté le 8 mai 1997.

Vidéo de la chaîne Youtube « Le Sense Of Wonder « 

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Auteur : CEA / Irfu