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Mis à jour
le 23/08/16
 Astronomie gamma, Sursauts, Magnétars
 

Les rayons gamma étant, fort heureusement pour nous, totalement arrêtés par l’atmosphère terrestre, n’ont jamais été observés avant l’avénement de moyens aériens ou spatiaux. Dès que ceux-ci l’ont permi, des expériences ont été faites, et des sources gamma découvertes dans le ciel. En étaient responsables certains objets qui émettent des rayons gamma en continu, même si leur flux est variable (quasars par exemple). Ceux que nous détaillons dans ce chapitre sont produits par des sources transitoires, visibles seulement pendant une brève période.

Découverte

Le 4 juin 1967, une expérience américaine, emportée en ballon stratosphérique, a observé la nébuleuse du Crabe, et y a détecté un flux de photons gamma de basse énergie. Ceci un peu avant la découverte du pulsar (radio) du Crabe. Et il s’est avéré que la période de variation en gamma était la même qu’en radio. L’association entre les deux objets était donc faite. Un pulsar émettait des rayons gamma, et cette émission est continue. En 68, une confirmation de ces résultats était donnée par Jacques Paul, de Saclay, dans une gamme de haute énergie. Remarquez que le pulsar du Crabe fait partie de notre Galaxie, qui à ce jour était l’unique source connue de rayons gamma.

En 1968 encore, le satellite américain OSO 3 (Orbiting Solar Observatory), équipé d’un détecteur rudimentaire de rayons gamma, découvrait quelques sources dans la Voie Lactée, localisées plutôt vers son centre. L’instrument ne permettait pas d’en dire plus sur ces sources. Mais d’après ce qu’on connaissait alors, les sources gamma étaient galactiques, et elles étaient continues.

Les sursauts gamma, tels qu’on les nomme aujourd’hui, ont été découverts plus tard, tout à fait marginalement, par les militaires ! Dans la course aux armements des années 60, chacun s’équipait de systèmes de plus en plus puissants, qu’il fallait bien sûr valider expérimentalement. Pour cela, on a fait d’abord des essais nucléaires en surface, puis des essais souterrains. Tout ceci était facile à détecter par les sismographes utilisés pour analyser les tremblements de Terre. Alors, la tentation a été forte de procéder à des essais dans l’espace, au-dessus de l’atmosphère.

Une explosion hors de l’atmosphère serait-elle facilement détectable ? Que produirait-elle ? Pas de bruit (pas d’air, donc pas de son) ; pas de champignon atomique (même raison, pas d’air) ; un éclair particulièrement brillant, puis une bouffée de rayons gammas émis par les désintégrations. C’est ce point que les deux signataires ont décidé de controller, parce que c’était plus facile.

Le traité SALT (Strategic Arms Limitation Talks) signé le 26 mai 1972, prévoyait la limitation des armements nucléaires, et par conséquent aussi de leurs essais. Américains et Soviétiques se sont alors lancés dans une nouvelle compétition pour traquer les éventuelles violations du traité par l’autre. Rapidement, un flash gamma a été enregistré. Le risque était assez grand que les militaires prennent ce phénomène naturel pour une explosion provoquée par l’autre camp. En réalité, ils ont fait preuve les uns et les autres d’un grand sang froid ! Car il leur a bien fallu en venir à la bonne explication : il n’y avait pas eu d’explosion artificielle, mais bien un événement astronomique qu’il fallait donc comprendre. Ce fut le début d’une longue quête…

Rayons gamma

Les rayons gamma sont simplement des rayons électromagnétiques, comme la lumière, mais bien plus énergétiques. Puisque E = h ν, l’énergie étant bien plus élevée, la fréquence l’est également. Et par suite, la longueur d’onde est bien plus courte. La longueur d’onde est même plus courte que les distances interatomiques dans la matière normale. Aussi, les rayons gamma peuvent-ils pénétrer profondément dans la plupart des matériaux, sans interactions. C’est ce qui les rend très pénétrants. C’est en particulier l’explication de leur dangerosité : ils peuvent pénétrer profondément dans le corps, et finissent par interagir en déposant une énergie énorme, capable de détruire toute molécule biologique. Cette propriété va rendre également difficile leur utilisation astronomique.

Les rayons gamma ont, par définition, une longueur d’onde λ < 10-11 m (le diamètre d’un atome est de l’ordre de 10-10 m, donc au moins 10 fois plus gros), et une fréquence correspondante ν > 3 1019 Hz. L’énergie d’un photon gamma est donnée par E = h ν. Donc Eγ > h × 3 1019 Hz = 6,626 10-34 J s × 3 1019 Hz = 19,878 10-15 J. On a l’habitude de caractériser les rayons de très haute énergie (gamma en particulier), non pas par leur fréquence ou leur longueur d’onde, mais par l’énergie associée. De plus, l’unité usuelle est l’électron-volt, eV, ou ses multiples le kilo électron-volt keV, et le méga électron-volt MeV. Dans cette unité, le résultat que nous venons d’obtenir s’écrit : 1,2407 10-1 MeV = 0,124 MeV, ou 124 keV. Cette valeur étant peu commode, on considérera que les photons gamma sont ceux dont l’énergie est au-dessus de 100 keV, les X étant au-dessous. Bien que leur nature profonde (électromagnétique) soit la même, les rayons X sont produits par le nuage électronique des atomes, alors que les gamma proviennent du réarrangement des nucléons à l’intérieur du noyau. C’est cette propriété qui permet de les distinguer, mais il existe d’autres mécanismes de production de rayons gamma.

Détecteurs

Pour détecter les rayons gamma, il faut des matériaux lourds (de masse atomique élevée) car leurs atomes sont plus gros, et restent proches. Leur probabilité d’arrêter un rayon gamma en est d’autant plus élevée. Le mécanisme de détection est la scintillation : un cristal scintillateur est couplé à un photomultiplicateur, qui amplifie considérablement le signal. Lorsqu’un photon gamma pénètre dans le cristal scintillateur, il finit par être absorbé par un atome, auquel il arrache un électron. L’électron est éjecté à grande vitesse, et va ioniser un atome un peu plus loin. L’atome se désexcite en émettant un photon dans le visible, qui déclenche le photomultiplicateur. Dans ce processus, toute mémoire de la direction d’arrivée du photon gamma est perdue… Le résultat est le même, d’où que vienne le photon. Seule son énergie peut être évaluée. Les détecteurs les plus utilisés contiennent un cristal d’iodure de césium (le césium est de masse atomique 133). Pour les militaires, ce principe de détection était suffisant, mais nous verrons plus loin que ce n’est pas le cas pour les astronomes.

Ces détecteurs ne permettent pas de déterminer précisément la fréquence des photons capturés, et donc ne permettent pas de faire de la spectroscopie.

Nature des sursauts

La première caractéristique est la brièveté du phénomène, qui le distingue des sources observées dans la Voie Lactée en 1967. Cette brièveté en fait d’ailleurs la difficulté : le temps d’apercevoir un sursaut, il est déjà éteint…

Les paramètres essentiels pour la compréhension de ces phénomènes sont l’énergie mise en jeu, et son évolution dans le temps. Les premières observations ont fourni l’énergie reçue par le détecteur, et une courbe de lumière grossière (comptage de photons). Pour remonter à l’énergie émise, il faudrait connaître la distance de l’objet. C’est là le problème essentiel. Comment déterminer la distance ?

La première méthode envisageable consisterait à associer à l’émetteur gamma un objet connu par ailleurs, par exemple visible, et dont on connait la distance. Ceci s’appliquerait en particulier à des objets proches (dans notre Galaxie).

Si les émetteurs gamma sont lointains, le décalage vers le rouge pourrait s’appliquer, mais il n’est pas possible de le mesurer sur le rayonnement gamma lui-même. En effet, chaque photon gamma porte beaucoup d’énergie, et à puissance rayonnée égale, le nombre de photons gamma est bien moindre que celui de photons visible (dans le rapport des énergies, c’est-à-dire des fréquences, donc de l’ordre de 100.000 fois moins). On en revient donc à déterminer le décalage spectral dans une autre longueur d’onde, donc à trouver un objet associé dans cette gamma-là.

La clé du problème semble donc, au moins pour l’avenir proche, de trouver une association. Mais alors, comment l’obtenir ? Les photons gamma, comme les photons visibles, se déplacent en ligne droite (plus généralement selon une géodésique de l’espace, mais la même pour les deux). Donc, la direction d’arrivée des photons gamma et visibles émis par un même objet est la même. Alors, il suffit de déterminer la position précise de la source gamma pour résoudre le problème… Mais c’est là la grande difficulté !

Direction de la source

Les premières observations ont montré que les rayons gamma se manifestaient pendant un temps très bref (quelques secondes, d’ou le nom de sursauts), et qu’il était impossible de prévoir où et quand. Dans ces conditions, il devenait très difficile de les comprendre, les détecteurs rudimentaires ne fournissant pratiquement pas d’informations à leur sujet. Nous allons voir les différentes méthodes qui ont été utilisées pour cela, avec leurs caractéristiques (présentées par ordre de réalisation historique) :

Collimation

Pour déterminer la direction d’arrivée d’un photon gamma, la première solution consiste à collimater le détecteur. On place le cristal au fond d’un cylindre en matériau absorbant (du tungstène par exemple), de telle sorte que seuls les photons arrivant par l’ouverture du cylindre puissent atteindre le cristal. Ceci limite l’angle de vision du détecteur, pour lequel de nombreuses sources deviennent inaccessibles : le ciel n’est plus couvert en totalité. Mais lorsqu’un événement est détecté, on connait sa direction à quelque chose près. Plus le cylindre est étroit, meilleure sera la précision, et pire sera la couverture du ciel. On doit donc trouver un compromis entre ces deux caractéristiques. Le plus raisonnable donne un angle de vision de quelques degrés. Malheureusement, une telle grossièreté de position ne permettra pas de trouver une éventuelle contrepartie optique de l’objet émetteur, car de nombreuses sources envisageables se trouveront dans la boîte d’erreur (projection sur le ciel de l’ouverture de l’instrument). Cette méthode rudimentaire a été utilisée par de nombreuses sondes.

Optique gamma

Une autre méthode de détection serait de faire de l’optique gamma, comme on fait de l’optique dans le visible. Mais le pouvoir de pénétration des rayons gamma interdit de faire de véritables miroirs : les photons passent au travers… Sauf, si on place les miroirs en incidence rasante. Alors, le photon gamma ricoche sur le miroir comme une pierre sur l’eau. Mais ceci ne permet pas de faire de l’optique comparable à celle du visible. Pourtant, on a construit des instruments basés sur ce principe, qui ont donné de très bons résultats. Mais leur précision en direction n’est pas meilleure. Remarquez que les télescopes optiques concentrent la lumière pour améliorer la sensiblilité. En gamma, c’est pour le moment impossible.

Le physicien allemand Hans Wolter a montré (1952) que la combinaison d’un paraboloïde et d’un hyperboloïde permet de focaliser un faisceau X très près de l’axe (il a produit 3 combinaisons différentes, dite Wolter I, II et III). La combinaison Wolter I permet de placer plusieurs doublets concentriques, et donc d’augmenter le champ de l’instrument. Pour cela, les miroirs que l’on produit sont en métal lourd (plus le métal est lourd, mieux il réfléchit les rayons X), et sous une épaisseur très réduite (170 µm).

schéma d’un miroir WolterI
Schéma des miroirs XMM-Newton, dessin ESA

Le satellite XMM-Newton emporte trois mroirs identiques, de type Wolter I, constitués de 58 doublets de miroirs, le plus grand (extérieur) mesurant 70 cm de diamètre.

photo du miroir XMM-Newton
L’un des trois miroirs de XMM-Newton (vue arrière) montrant les paraboloïdes emboîtés photo ESA

Une technique astucieuse a été utilisée par les savants soviétiques à bord des sondes Venera (à destination de Vénus, vous verrez pourquoi un peu plus bas). Au lieu de mettre un détecteur, ils en ont placé six ! Ces détecteurs étaient colimatés par un cylindre, mais le matériau absorbant était relativement mince, et laissait passer le flux gamma, affaibli. Si un flot de photons arrive de face, il frappe le cristal de plein fouet, et le signal est très fort. S’il arrive par le côté, il traverse le matériau absorbant, et ne produit dans le cristal qu’un signal atténué. On saura donc si le flot est arrivé de face ou non. Alors, on place deux détecteurs opposés l’un à l’autre. Puis on place ainsi trois couples selon trois axes perpendiculaires. Toute bouffée de photons gamma va frapper tous les détecteurs, mais plus ou moins selon leur angle d’arrivée. L’analyse des signaux produits par les différents détecteurs permet de reconstruire la direction, avec une précision qui est de 1 à 4°, mais avec une couverture totale du ciel. Les sondes Venera conjuguaient donc la surveillance de tout le ciel à la mesure grossière de la direction.

Réseaux

Une technique plus coûteuse permet d’améliorer la précision de position. Il s’agit d’observer le même flux par plusieurs détecteurs éloignés l’un de l’autre. Une considération géométrique toute simple montre que la direction d’arrivée d’une bouffée de photons se déduit facilement si deux détecteurs (non directionnels) l’observent avec un décalage temporel. Les photons arrivant de l’infini (rayons parallèles) le retard d’arrivée sur le second détecteur dépend simplement de l’angle avec la ligne qui joint les détecteurs :

Les rayons (en rouge) étant parallèles, les deux détecteurs les recevront avec un léger décalage temporel. Lorsque le rayon de gauche arrive, celui de droite est encore au point H. La distance qu’il lui reste à parcourir pour déclencher le détecteur 2 est égale à d cos α. Parcourue à la vitesse de la lumière (c), elle correspond à un temps t tel que d cos α = c t. On ignore l’angle α. On peut l’obtenir si on a mesuré t : cos α = c t / d, et donc α = arc cos (c t / d).

Pour déterminer la position d’un sursaut, il faut connaître à la fois la position de chacune des sondes, et l’instant très précis d’arrivée des premiers photons (qui déterminent le début du sursaut). Ceci n’est pas simple. La mesure en elle-même est difficile à faire, car il faut des horloges bien synchronisées à bord de chaque sonde, et il faut que les premiers photons soient détectés par toutes les sondes. Si, pour des problèmes de sensibilités différentes, les premiers photons sont observés par une partie seulement des sondes, l’instant de début ne sera connu qu’avec une erreur inhérente à cette différence. Puis, lorsque les mesures sont transmises à la Terre, il faut les collecter en un endroit unique, et les analyser. Tout ceci prenait beaucoup de temps.

Si on place trois instruments, on détermine très bien la direction. Mais la précision dépend fortement de la distance d entre les sondes…: la distance d correspond à un temps de parcours de la lumière de d = c t, d’où t = d / c (plus elle est grande, plus le temps t est grand).

Une première expérience de ce type a été faite par les sondes Vela américaines, qui étaient lancées par paire (pour détecter les expériences nucléaires, c’étaient des satellites militaires). Les deux sondes étaient éloignées de 200.000 km à peu près, située chacune d’un côté de la Terre, et la précision était médiocre.

La solution viable était donc celle d’un réseau interplanétaire (voilà pourquoi les Venera ont été concernées). L’époque s’y prêtait bien, car l’engouement pour l’exploration des planètes proches était grand : Vénus, Mars étaient des cibles alléchantes, et Américains et Soviétiques se faisaient une concurence farouche pour faire les premières découvertes. Avec une base de plusieurs millions de kilomètres, la précision devient suffisante pour trouver l’objet visible éventuellement associé au sursaut. Mais, car il y a un mais… le temps nécessaire à la récupération des données en provenance de chacune des sondes (en l’absence de réseau Internet…, avec les difficultés politiques qui pouvaient s’ajouter quand il s’agissait de franchir le rideau de fer, dans un sens ou dans l’autre), atteignait deux mois ! Si un éclair visible s’était manifesté, il s’était eteint depuis longtemps lorsqu’on pouvait tourner les télescopes vers lui. Ceci n’était pas encore la solution, mais la laissait entrevoir : il fallait observer un sursaut, en déterminer immédiatement la position précise et la transmettre à des télescopes optiques disponibles pour observer une éventuelle contrepartie.

Masque codé

Il a fallu développer une nouvelle méthode pour déterminer la position précise du sursaut. Imaginons de diminuer l’ouverture du télescope. Si on la diminue jusqu’à un petit trou, on obtient le sténopée des anciennes chambres noires. On peut former une image de bonne qualité, mais au détriment de la luminosité. Jusqu’à maintenant, les détecteurs que nous avons considérés n’avaient qu’un seul pixel (le cristal détecteur ; on est loin des 5 à 15 méga pixels des appareils photo numériques grand public…). Si on remplace ce détecteur primitif par une gamma caméra, on obtient un véritable appareil photo gamma (sans objectif évidemment).


Télescope à sténopée et camera

La lumière entre par le sténopée (en haut à gauche du dessin), et vient sur la grille sensible (en bas à droite, au fond du télescope). Si la source est ponctuelle, un seul pixel sera excité, et la position de la source sera bien définie, avec une erreur qui ne dépend que de la taille des pixels, et de la distance du sténopée.

Avec ce principe, on obtient une excellente résolution (quelques minutes d’arc, ou même moins), mais une faible sensibilité. Si on perce un second trou, on augmente la lumière admise, mais on brouille l’image. Toutefois, on a montré qu’on peut percer de nombreux trous, à condition de les placer selon une mosaïque bien précise : c’est le masque. Alors, l’image produite est toute brouillée, mais une opération mathématique nommée déconvolution permet de reconstruire l’image correcte. Ainsi, on a gagné sur les deux tableaux : sensibilité et précision. C’est ce principe qui a révolutionné l’astronomie gamma, en passant la précision des positions de 10° à quelques minutes, ou quelques dizaines de secondes.


Le sténopée est remplacé par le masque codé

Sur le dessin, le masque présente une structure répétitive, dont l’utilisation permet de simplifier grandement les calculs pour effectuer la déconvolution. C’est pourquoi on lui donne le nom de masque codé. On pourrait aussi utiliser des masques aléatoires, mais les caculs seraient plus longs. La technique du masque codé a été imaginée dans les années 70.

Les observations

Les premières observations ont amené à la découverte des sursauts gamma. Elles n’avaient qu’un but militaire, pour lequel la direction importait peu. Les américains ont lancé à partir de 1963, une série de satellites, de nom générique Vela (de l’espagnol veilleur). Les Vela étaient lancés par couples, chacun observant une moitié du ciel : en orbite autour de la Terre, ils ne pouvaient pas voir ce qu’elle leur cachait, en particulier une explosion éventuelle de l’autre côté ; c’est ce qu’observait l’autre satellite. On n’envisageait pas la possibilité de phénomènes naturels émettant de tels rayonnements, donc il n’était pas nécessaire de déterminer précisément d’où venaient les rayons gammas éventuellement captés. Par contre, une couverture complète de l’environnement terrestre était primordiale.

Le premier événement reconnu comme tel a été enregistré le 2 juillet 1967. Entre juillet 69 et juillet 72, 16 événements ont été enregistrés, par les deux satellites de la paire ! Ces événements étaient donc visibles de deux positions opposées par rapport à la Terre, et donc ne provenaient pas de cette dernière. L’application du schéma donné plus haut (pour expliquer l’utilisation des réseaux) a permis de déterminer la position de l’émetteur à 10 degrés près. Et ces sources n’étaient effectivement pas dans l’environnement terrestre. Elles étaient bien naturelles. C’est ainsi que les sursauts gamma ont été identifiés. La première publication est parue le 1er juin 1973.

Un autre instrument était en orbite autour de la Terre en même temps. Il était destiné à la préparation des missions Apollo, en surveillant le Soleil, afin de prévoir les éruptions qui auraient pu être fatales aux astronautes. Pour atteindre son but, cet instrument devait déterminer l’énergie des photons gamma émis par le Soleil. Il a fourni des spectres de 6 des sursauts connus. Bien évidemment, les soviétiques étaient eux aussi sur la piste des sursauts gamma, mais leurs publications ne franchissaient par le rideau de fer.

Les 16 sursauts connus étaient des émissions brèves, comprises entre 0,1 s et 30 s. Leurs courbes de lumière (intensité en fonction du temps), les séparait en deux classes :

Cette description apporte une information capitale sur la source : puisqu’elle varie en moins de 1/10e de seconde, sa dimension est inférieure à 0,1 c = 0,1 s × 300.000 km/s = 30.000 km (c’est la dimension maximale de la zone émissive ; ce n’est pas forcément la dimension de l’objet responsable, qui peut être plus petit). Elle est minuscule, à peine plus grosse que la Terre. Quels sont les objets connus, de si petite taille, et possédant suffisamment d’énergie pour émettre des rayons gamma ? Ceci donne une première piste, celle des objets compacts, étoiles à neutrons ou trous noirs (d’ailleurs, le Crabe était déjà associé à une émission gamma).

Evénement du 5 mars 1979

Cet événement est à plusieurs titres extraordinaire, et son impact sur la connaissance des sursauts gamma est capital.

A cette époque, de nombreux instruments gamma étaient en vol, à bord de diverses sondes interplanétaires européennes, soviétiques, ou américaines, dans le voisinage de la Terre et de Vénus. Neuf de ces instruments ont enregistré le sursaut, dans un intervalle de 25 secondes. Ils ont pu, grâce à leurs grandes capacités d’analyse temporelle, déterminer précisément l’instant de début. Ils ont été facilités dans ce domaine par la montée extrêmement rapide du signal, qui s’est produite en moins de 0,25 ms ! Ceci facilite la détermination de l’instant précis de début du signal. Cette précision a permi de calculer, connaissant la position exacte des différentes sondes, une position très précise du sursaut gamma dans le ciel. Mais il a fallu deux mois pour réunir les données et les traiter… Bien que tout ait été parfait sur le plan scientifique, il n’en a pas été de même sur le plan politique, ce qui a entraîné ce retard. La précision atteinte est de 1,25’ d’arc, soit une centaine de fois mieux que ce que l’on faisait à l’époque avec un instrument isolé.

A bord des sondes Venera, le compteur de rayons gamma enregistrait un flux à peu près constant d’une centaine de coups par seconde. Mais brutalement, le taux de comptage est passé à 200.000 coups par seconde ! Les photons responsables étaient des gammas durs (haute énergie). Cette bouffée a été très brève (0,2 s), mais elle a été suivie par un flot de rayons gamma mous (énergie plus basse).

Après cet épisode, et pendant toute la durée (4 ans) de survie de leur instrument, les soviétiques ont enregistré 16 nouveau sursauts provenant de la même source. Tous étaient bien moins intenses et bien plus courts que le premier.

Les sondes concernées sont : Venera 11 et 12, Prognoz 7 (Union Soviétique), Helios 2 (Allemagne), Pioneer Venus Orbiter, les satellites militaires Vela, Einstein (USA).

Mais l’important est que la boîte d’erreur, déterminée ainsi, contenait un reste de supernova, nommé N49 (SNR 0525-66.1). Un objet assez exotique se trouvait donc au même endroit que l’événement inconnu. La probabilité qu’il en soit l’origine était donc très forte, et l’association pratiquement acquise.

Mieux, ce sursaut était plus de 10 fois plus intense que les précédents. Il contenait beaucoup de photons de basse énergie. Mais tout ceci, bien que ce soit des données de type nouveau, qui précisaient la nature du phénomène, a été encore amélioré par la situation de l’objet dans le Grand Nuage de Magellan. Cette galaxie voisine de la nôtre est à 170.000 A.L. Pour la première fois, on connaissait la distance d’un sursaut gamma ! De la mesure de l’énergie reçue, il devenait possible de déduire l’énergie émise : elle s’élève à plus de 1036 Joules !

Si la source se trouvait dans notre Galaxie, à quelques centaines d’années-lumière seulement, l’énergie qu’elle rayonne, déduite de sa distance et de l’énergie effectivement reçue, se trouverait en-dessous de la limite d’Eddington d’une étoile normale. La source pourrait donc être une étoile tout à fait ordinaire, même si elle devait être de grande masse.
Mais sa situation dans le Grand Nuage de Magellan ruinait cette idée, car la luminosité réelle de l’objet était un million de fois supérieure à la limite d’Eddington. Aucune étoile normale ne pourrait exister dans de telles conditions.
En 0,2 secondes, le sursaut gamma du 5 mars 1979 a émis autant d’énergie que le Soleil en dispense pendant 10.000 ans !

Mais ce n’est pas fini, trois autres sursauts ont été enregistrés : le lendemain 6 mars (14 h 30 après le premier), et les 4 et 24 avril de la même année. Ces répliques étaient 2.000 fois moins intenses que le premier sursaut, et n’ont pu être observées que par les instruments soviétiques Konus, à bord des sondes Venera, seuls capables d’une telle sensibilité. L’événement était donc répétitif. Par conséquent, il n’entraîne pas la destruction de sa source.

Revenons à la montée en énergie du sursaut. En 0,25 ms, il atteignait sa valeur maximum, donc présentait un temps de variabilité inférieur à 0,25 ms. On sait très bien que la dimension d’un objet qui varie aussi vite est inférieure à 0,25 ms-lumière, c’est-à-dire 0,25 10-3 s × 300.000 km s-1 = 0,25 × 300 km = 75 km… Vraiment, l’objet responsable de cette émission gamma est minuscule. Seul un objet compact, comme une étoile à neutrons ou un trou noir, peut être aussi petit et rayonner autant d’énergie.

Mieux encore, la phase de décroissance du sursaut a été périodique, avec une période de l’ordre de 8 secondes. Une telle périodicité, surtout si on l’applique à un objet compact, fait aussitôt penser à la rotation d’un astre dont l’axe magnétique ne coïncide pas avec l’axe de rotation, à un pulsar.

La périodicité de 8 secondes du signal émis élimine le trou noir des hypothèses envisageables. En effet, un trou noir n’a pas de structure apparente, et ne peut donc pas produire par lui-même une telle périodicité.

Donc, l’observation de ce phénomène isolé faisait déjà penser à une étoile à neutrons qui serait capable d’émettre des rayons gamma par bouffées. Mais comment expliquer l’intensité impressionante de l’émission ?

Il y avait un autre problème : la nébuleuse N49 correspondait à un reste de supernova récent, de moins de 5.000 ans. Or l’étoile à neutrons n’est pas au centre ! En si peu de temps, elle ne devrait pas pouvoir s’éloigner autant. De plus, un pulsar naît très rapide, et ralentit progressivement en rayonnant sur ses réserves d’énergie de rotation. Mais ceci prend beaucoup de temps, ce ralentissement est peu efficace. Ici, il n’explique pas une période aussi longue que 8 secondes.

Mais en général, on considère que l’explosion d’une supernova est à symétrie sphérique. Or les gaz éjectés possèdent une quantité de mouvement, qu’ils empruntent à l’étoile. Si maintenant on accepte l’idée que l’explosion pourrait ne pas être symétrique, alors il pourrait y avoir beaucoup plus d’énergie évacuée d’un côté de l’étoile que de l’autre. Et tout se passe comme si les couches éjectées par l’explosion étaient les gaz éjectés par la tuyère d’une fusée : ils communiquent une accélération à l’étoile. Une étude précise montre que l’étoile à neutrons qui subsiste de l’explosion pourrait très bien être accélérée à 1.000 km s-1. Alors, une telle vitesse explique parfaitement que l’étoile à neutrons responsable du sursaut gamma se trouve si loin de son lieu de naissance. Voilà un problème résolu.

Le problème de la rotation lente est plus difficile. Mais si on considère que l’étoile est devenue une magnétar, avec un champ magnétique énorme, alors ce champ est tout à fait capable de ralentir très vite la rotation de l’étoile en communiquant son moment de rotation à la nébuleuse qui l’entoure.

Magnétar

Encore un nouveau type d’astre, dont le nom est formé sur le modèle de pulsar. Magnétar signifie évidemment magnetic star (nom donné par Duncan et Thompson ; le nom provenant d’un sigle anglais, il ne faudrait pas mettre d’accent à magnetar). Ce nom pourrait passer pour un pléonasme, puisque toute étoile développe un champ magnétique plus ou moins intense. Mais si on prend la peine de le préciser, c’est que l’intensité du champ atteint ici des sommets.

On imagine être en présence d’une supernova qui a explosé, et qui laisse un résidu sous la forme d’une étoile à neutrons. On sait très bien que le moment angulaire de rotation se conserve, et qu’il entraîne l’étoile à neutrons dans un ballet infernal, lui faisant faire parfois 1.000 tours par seconde… Mais juste avant l’explosion, l’étoile possédait déjà un champ magnétique.

Lorsque son noyau s’est contracté, le champ magnétique a été confiné dans un volume de rayon de plus en plus petit (divisé par 100.000), et s’est renforcé (comme le carré du rayon, donc par un facteur 100.0002 = 10.000.000.000). Par conséquent, partant d’un champ magnétique standard pour une étoile, on s’attend à observer un champ extrêmement puissant. Mais pourtant, si énorme soit-il, il n’est pas suffisant pour expliquer le débordement d’énergie des sursauts gamma. Alors ?

L’explication semble se trouver dans la physique de l’effondrement d’une étoile en étoile à neutrons. Lorsque la contraction commence, les simulations sur ordinateur montrent qu’une convection importante se développe dans l’enveloppe de l’étoile, convection n’ayant rien à voir avec celle des étoiles de la Séquence Principale. La période de convection (temps de cycle d’un élément de matière), est de 10 millisecondes. La densité du milieu est de 1014 g cm-3. Bien que la matière en mouvement soit essentiellement neutronique (sans charge électrique), une petite fraction, de quelques pour cent, est encore constituée de protons et d’électrons. Elle suffit à produire un champ magnétique par effet dynamo, en considérant le même rendement de 10 % que dans le Soleil : 10 % de l’énergie des particules sont prélevés pour produire le champ magnétique. Ce champ s’ajoute au champ contracté de l’étoile. Mais la convection ne dure qu’une dizaine de secondes, car l’astre se refroidit très vite par perte de neutrinos. Lorsqu’elle cesse, elle ne produit donc plus de champ magnétique, mais celui qu’elle a engendré juste avant reste figé dans la matière maintenant stabilisée. Il s’ajoute donc au champ initial. Les simulations montrent que la convection peut produire un champ 1.000 fois plus intense qu’en son absence. Et là, le compte est bon. Ce champ exacerbé est suffisant pour expliquer les jets de matière et la production de rayons gamma.

Mais les pulsars ordinaires n’ont pas un champ magnétique si violent. D’où vient que deux étoiles fort semblables avant l’effondrement puissent donner deux astres aux propriétés si éloignées ? Une réponse est donnée par une théorie qui prend en compte la période R de rotation de l’étoile (après effondrement, mais liée à la période de rotation avant l’effondrement), et celle C des mouvements convectifs dans l’étoile à neutrons naissante. Si R est inférieure à C, l’étoile tourne très vite, la convection est entraînée et se développe globalement dans l’étoile, en bloc en quelque sorte. La rotation joue le rôle de chef d’orchestre pour synchroniser tous les mouvements. Les mouvements de convection produisent un effet dynamo, amplifié par la synchronisation.

Dans le cas contraire, la convection se développe localement seulement, chaque région indépendamment des autres ; chaque région produit donc son propre champ magnétique, les différents champs locaux ne partagent pas la même orientation, et s’annulent les uns les autres.

La période de la convection étant de l’ordre de 10 ms, une étoile à neutrons en formation dont la période de rotation est plus petite (plus de 100 tours par seconde), deviendra une magnétar. Dans le cas contraire, ce sera un simple pulsar. Le pulsar du Crabe tourne actuellement en 33 ms. D’après le ralentissement mesuré, on estime à 20 ms sa période au moment de sa formation (en 1054). Elle était donc bien supérieure aux 10 ms de la période de convection, ce qui justifie que le Crabe ne soit pas une magnétar.

Cette théorie explique donc la rotation lente de l’étoile à neutrons. Lorsqu’elle s’est formée, elle était rapide, et tournait plus de 100 fois par seconde. La convection y a développé un champ magnétique 1.000 fois plus intense que dans un pulsar, c’est devenu une magnétar. Le champ magnétique, en interagissant avec le milieu dans lequel baigne l’étoile, l’a ralentie suffisamment en transférant son moment de rotation à la nébuleuse environnante. Ce mécanisme est efficace, et justifie qu’une étoile à neutrons de moins de 5.000 ans puisse tourner en plus de 8 secondes.

Le tableau ci-dessous, pour fixer les idées, donne l’intensité du champ magnétique produit par quatre sources différentes. La seconde seule est artificielle, et correspond à ce qu’on sait faire de plus puissant aujourd’hui : c’est un électro-aimant équipant l’instrument Atlas à Genève, au LHC.

sourceintensitérapport/Terre
Terre4,7 10-5 T-
Aimant0,1 T2.000
Electro-aimant supraconducteur (LHC)10 T105
Etoile normale (Séquence Principale)102 T106
Etoile à neutrons normale108 T1013
Magnétar1011 T1016

Energie dissipée

Mais le champ magnétique d’une magnétar explique aussi l’énergie dégagée par le sursaut gamma qui est à l’origine de cette étude. Il faut se remettre en mémoire la structure d’une étoile à neutrons. Elle comprend une croûte solide de fer, qui surmonte un océan de neutrons. Cette croûte de fer est naturellement sensible au champ magnétique, qui la déforme et l’étire. Sous ces tensions, à la mesure du champ qui les produit, la croûte de fer arrive à casser à certains endroits. Il se produit les mêmes phénomènes que dans un tremblement de Terre, bien que ceux-ci trouvent leur énergie dans la tectonique des plaques et non dans le magnétisme. L’énergie dégagée en un temps extrêmement bref (de l’ordre de la milliseconde) sature l’espace entourant l’étoile. Il y a formation de paires électron-positron en abondance, et émission de rayons gamma doux.

L’analyse des sursauts a montré qu’ils présentent le même comportement statistique que les tremblements de Terre ! Les plus intenses sont très rares, les plus fréquents sont de faible énergie. C’est ce qui a mis sur la piste de l’explication.

De plus, l’évolution de l’énergie ressemble beaucoup à celle de nombreux systèmes proches d’un point de rupture, comme la neige avant une avalanche (ou la croûte terrestre avant un tremblement de Terre). La moindre perturbation provoque une transition brusque.

Les sursauts gamma de faible intensité sont bien expliqués ainsi. Mais pas les monstres comme celui du 5 mars 1979. Dans certains cas, le champ magnétique devient globalement instable, et subit un réarrangement complet. C’est analogue à ce qui se passe dans l’atmosphère du Soleil, lorsque les lignes magnétiques se rapprochent, et finissent par se rejoindre en éjectant une boucle magnétique (reconnexion magnétique) qui s’élève en emportant du gaz chaud : ce sont les éruptions solaires. La formation des paires électron-positron est intense, les rayons gamma émis également. Tout ceci forme une boule de plasma, dont une partie s’élève en se refroidissant, le reste étant piégé par le champ magnétique. Les rayons gamma durs sont produits au tout début, par la reconnexion elle-même ; le refroidissement de la boule de feu donne au contraire des rayons gamma mous, pendant un temps bien plus long. La partie de la boule qui reste piégée dans le champ magnétique s’évapore progressivement, en produisant un rayonnement X.

SGR, Sursauteurs gamma

Lors d’une réunion tenue à Toulouse en juillet 86, les spécialistes ont décidé de donner un nom à ce genre d’objet, et se sont mis d’accord sur le terme SGR (Soft Gamma Repeater). Cette locution désigne donc un émetteur à répétition de rayons gamma mous (basse énergie). Pourtant, des gamma durs sont produits au début du sursaut. Mais bien que le terme ne soit pas parfait, c’est celui qui est utilisé. Les SGR sont nommés en français sursauteurs gamma.

Disposant enfin d’un nom générique associé au type d’objet, il fallait trouver un nom particulier pour chacun. Deux méthodes sont en vogue en astronomie pour fabriquer des noms : l’utilisation de la date, ou celle des coordonnées. Puisque les sursauts considérés sont répétitifs, la date ne convient pas. Ce sera donc la position sur le ciel qu’on choisira. Un objet sera désigné par les lettres SGR suivi de ses coordonnées équatoriales : ascension droite (deux chiffres pour l’heure, deux chiffres pour les minutes), suivi de la déclinaison (le signe + ou -, deux chiffres pour les degrés).

Le sursaut qui a servi pour tant d’études, celui du 5 mars 1979, est situé à 5 h 26 mn d’ascension droite, et -66° de déclinaison. Il est ainsi nommé SGR 0526-66. Etant de forte intensité, on conclut qu’il a été le résultat d’une reconnexion magnétique dans une magnétar. L’absence de contrepartie optique interdit d’interpréter cet objet comme une étoile à neutrons entourée d’un disque d’accrétion. La présence d’un tel disque ne pourrait passer inaperçue, ceci a été démontré par D.L. Kaplan en 2001.

D’autres magnétars ont été observées, associées à divers sursauts. En particulier SGR 1806-20, entre le Sagittaire et le Scorpion, est associé au reste de supernova G10.0-0.3 qui présente un pulsar jeune au centre, semblable au Crabe. Il se trouve à 50.000 AL de nous, et se trouve dans une grande région H II. Les rayons X émis par ce sursauteur ont une périodicité de 7,47655 s, ce qui précise l’association avec une étoile à neutrons. Sur les données reçues du satellite japonais Asca, comparées à celles de RXTE, la variation de période sur trois ans a été mesurée. La période a augmenté de 8 ms. Si l’objet n’était qu’un pulsar, ralentissant par la perte de l’énergie rayonnée, son éclat serait bien inférieur à ce qui est observé. Il faut bien une magnétar pour expliquer l’éclat reçu. Le 27 décembre 2004, cette magnétar a émis le sursaut le plus violent observé à ce jour : il a été 35 fois plus énergétique que celui du 5 mars 79. Ce sursaut a eu des conséquences sur la Terre : le taux d’électrons libres dans la haute atmosphère est passé brusquement de 4 / m3 à 400.000 / m3.

SGR 1900+14, associé au reste de supernova G 42.8+0.6, a donné un sursaut le 27 août 1998 comparable à celui du 5 mars 1979. Sa période est de 5,16 s. Il s’agit bien encore d’une magnétar.

émetteurdateénergiepériodedistanceconstellation
SGR 1900+1427/08/982 1037 J5,17 s16.000 ALAigle
SGR 0526-665/03/796 1037 J8 s180.000 ALDorade (GNM)
SGR 1806-2027/12/042 1039 J7,46851 s50.000 ALSagittaire

Physique fondamentale

L’étude de ces objets est très intéressante, car elle ouvre une voie d’investigation pour les physiciens : il est impossible sur Terre de produire des champs magnétiques aussi forts, et par conséquent d’expérimenter ce qui pourrait se produire dans un tel environnement. On est dans la même situation qu’avec les rayons cosmiques, qui atteignent parfois 1020 eV, plusieurs ordres de grandeur au-dessus de ce qu’on peut faire dans les grands accélérateurs de particules. Encore une fois donc, la physique expérimentale est dépassée, et la Nature nous offre le meilleur laboratoire possible. L’ennui dans ce genre de situation est l’aspect aléatoire : un événement se produit lorsque les conditions nécessaires sont réunies, pas lorsqu’on appuie sur un bouton… Et de plus il se produit où il peut, sans nous prévenir en général !

Pour donner une idée des problèmes de physique que cela pose, considérez un atome, avec son cortège d’électrons. Les électrons étant des particules chargées, sont sensibles à un champ magnétique. Dans les conditions habituelles, le champ produit par le noyau est prépondérant, et le cortège électronique prend une symétrie sphérique. Mais dans les champs extrêmes des magnétars, le cortège électronique serait très déformé, prenant une forme allongée dans le sens des lignes de champ. Que se passe-t-il alors ? La physique que nous connaissons bien s’applique-t-elle sans modifications ?

Autres sursauts

Les instruments placés à bord des diverses sondes spatiales ont détecté beaucoup de sursauts (quelques 500 sur 20 ans). Mais seuls quelques uns ont été étudiés particulièrement et ont amené à la définition des magnétars et des SGR. Ces sources présentaient une attaque très brusque, rendant beaucoup plus facile la détermination de leur début, donc de leur position. A partir de là, leur étude dans d’autres longueurs d’onde a été possible, et a débloqué la situation. Pour les autres sursauts, de loin les plus nombreux, le mystère subsiste. C’est à eux que les observations présentées ci-dessous se sont attaquées.

En 1976, le satellite européen cosB a fourni la première carte galactique en rayonnement gamma. Il a également établi un catalogue de sources, comprenant deux pulsars et un quasar à faible décalage spectral.

Instrument BATSE

Les sursauts gamma étudiés jusqu’ici sont associés à des restes de supernovæ, et le modèle théorique (SGR) implique la répétition des sursauts. Cette explication est-elle générale ? On nomme GRB (Gamma Ray Burst) un sursaut qui ne présente pas de répliques. La différence entre GRB et SGR est-elle réelle ? Considèrons un sursaut répétitif, comme SGR 1806-20, qui est relativement proche. En supposant qu’il soit beaucoup plus loin, son premier sursaut serait encore visible, mais les répétitions seraient bien trop faibles pour être détectées. Evidemment, la répétition observée n’est pas le critère pour distinguer entre les événements, et il restait du travail pour tout comprendre. On avait choisi les plus faciles à étudier ! Le profil temporel du sursaut devrait être un meilleur critère.

Les américains, qui n’avaient pas eu beaucoup de succès sur le plan observationel, ont voulu frapper un grand coup, et résoudre définitivement le problème… Ils ont enfin repris le principe des soviétiques, d’utiliser des instruments à réponse anisotrope (comme les Konus). Ils ont construit en 1991 le satellite CGRO (Compton Gamma Ray Observatory) spécialement destiné à l’étude des sursauts gamma, et comprenant plusieurs instruments. Tous les instruments avaient un pouvoir séparateur de l’ordre de plusieurs degrés, rendant illusoire toute identification de source. La masse de ce satellite atteignait 15.620 kg, excusez du peu… L’instrument qui nous intéresse particulièrement est BATSE (Burst And Transient Source Experiment). Il était 10 fois plus sensible que les instruments qui l’ont précédé.

Le satellite américain CGRO a échoué dans son but de résoudre les sursauts gamma, n’ayant rien apporté de nouveau dans leur explication. Toutefois, il a produit une carte du ciel, donnant la position approximative des 2.704 sursauts enregistrés, qui est d’un grand intérêt. La totalité des observations précédentes cumulait à peine 500 événements sur 20 ans.


Carte gamma montrant la répartition des sursauts image G. Fishman et al., BATSE, CGRO, NASA

Les couleurs des points sont des codes, correspondant au flux énergétique reçu = énergie totale pendant toute la durée du sursaut. Les sursauts longs et brillants sont en rouge, les faibles et courts en violet. Les points gris n’ont pu être mesurés. La taille des confettis sur la carte montre la faible précision de l’instrument, qui détermine les positions à quelques degrés près seulement. La répartition sur le ciel est pertinente, mais les positions inutilisables. Les observations de BATSE sont toutes comparables, puisqu’obtenues avec le même instrument, alors que les autres étaient acquises par une kyrielle d’instruments différents, induisant des erreurs dans la comparaison.

Cette carte est établie en coordonnées galactiques. Le centre de la Galaxie est donc au centre de l’image, et l’équateur galactique (le plan de la Galaxie) est la ligne centrale horizontale. Cette disposition permet de visualiser d’un coup d’œil le principal renseignement obtenu : il n’y a aucune concentration dans le plan galactique, mais bien une répartition aléatoire sur toute l’étendue du ciel. Si les sursauts sont produits par des restes de supernovæ, ils doivent être regroupés dans le plan de la Voie Lactée, puisque c’est là que se trouvent les étoiles pouvant leur donner naissance. Cette carte montre que ce n’est absolument pas le cas. Les sursauts proviennent de toutes les directions de l’espace, donc ils peuvent avoir leur origine dans des galaxies lointaines. Si on les voit de si loin, quelle est leur énergie ?

Les sursauts gamma observés ne proviennent pas d’étoiles à neutrons,
comme les études précédentes des SGR le donnaient à penser.

Attention, cette répartition uniforme ne s’applique naturellement pas aux SGR, qui ne sont qu’un tout petit nombre, n’influencent pas les statistiques, et restent situés au voisinage du plan galactique.

BATSE a observé une moyenne de 0,8 sursaut par jour (2.704 sursauts en 9 ans). Puisque ces sursauts proviennent de l’Univers tout entier, ce sont des phénomènes rares ! Brillants malgré l’éloignement et rares, voici leurs caractéristiques essentielles.

Enfin, BATSE a classé les sursauts observés en deux catagories :

L’homogénéité des sources autour de nous peut s’expliquer de trois façons différentes :

La première hypothèse est facilement éliminée, car des objets aussi énergétiques et si proches seraient forcément détectés par ailleurs, ce qui n’est pas le cas.

Dans les données de BATSE, les sursauts les plus faibles, qui pourraient être également les plus lointains, sont aussi les plus longs. Si cette propriété est réelle, et non due à un effet observationnel, elle pourrait indiquer une distance cosmologique. En effet, les sursauts les plus lointains sont donc animés de vitesses très importantes par rapport à la Terre, par l’effet de l’expansion de l’Univers. Et la Relativité nous dit que les durées mesurées augmentent avec la vitesse. C’est donc un indice qui suggère une origine cosmologique.

Sigma et BeppoSAX

Après l’échec américain pour expliquer les sursauts gamma, c’est un tout modeste satellite européen (coopération italo-hollandaise) qui a résolu le problème. Mais pour y parvenir, il a utilisé un principe qui avait été développé avant dans les rayons X.

Quel est le problème ? Faire de l’optique en rayons X durs ou en gamma. Or ceci est impossible, puisque ces rayons pénètrent dans la matière. Il faut donc trouver un autre moyen de déterminer la direction précise d’une source. Le principe du masque codé a été appliqué en rayons X durs par les anglais, dans l’instrument XRT à bord de Spacelab en juillet 1985

Mais dans le domaine gamma, il a été mis en œuvre pour la première fois pas une équipe française (Jacques Paul), sur l’instrument Sigma (Système d’Imagerie Gamma à Masque Aléatoire). Remarquez que le sigle sonne bien, mais ne correspond pas à la réalité ! En effet, c’est un masque codé qui était utilisé sur Sigma et non un masque aléatoire… Cet instrument était dévolu à trouver la position précise d’une source gamma observée. Mais pour des raisons de poids en particulier, sa couverture sur le ciel était limitée à 0,5 % du ciel. Aussi la probabilité d’observer un sursaut gamma pendant la durée de vie du satellite était-elle très faible, et effectivement il n’en a observé aucun ! Sigma utilisait une caméra à scintigraphie, développée pour l’imagerie médicale. Ceci a singulièrement limité les coûts de production. Son pouvoir séparateur était de 15’, et la précision de position d’une source était d’une minute seulement ! Donc quelques 100 fois mieux que CGRO.


Masque codé du télescope Sigma.© CNES / S. Journoux

Ce télescope a été envoyé à bord du satellite soviétique Granat (dédié aux rayons gamma) en 1990. Il a rapidement détecté une nouvelle source gamma proche du centre de notre Galaxie, et pu déterminer sa position à 27" d’arc près ! Cette excellente position a permi de l’associer à la source X IE 1740.7-2942 cataloguée par le satellite Einstein. Or le spectre de cette source X évoquait une étoile en orbite autour d’un trou noir, alimentant un disque d’accrétion. Grâce à cette excellente mesure de position, on a pu l’associer également avec une radio-source, observée au VLA, dont la structure était à peu près connue : l’image radio montre une source compacte, de laquelle partent deux jets opposés, terminés chacun par un lobe. Ainsi, on observe un objet qui présente la même structure qu’un quasar, mais qui se trouve dans notre Galaxie, à faible distance, et dont le centre est occupé par un trou noir de masse stellaire seulement. Ces ressemblances ont suggéré le nom de microquasar, qui a donc été donné à ce type d’objet.


Microquasar GRS 1758-258, XMM-Newton, photo Andrea Goldwurm

Le champ de cette image est de 11’, autour du trou noir qui alimente le microquasar GRS 1758-258. La ligne verticale est un artefact dû à l’intensité de la source.

Plus un trou noir est massif, plus sa densité est faible. Ceci permet de comprendre que le disque d’accrétion (à son bord interne) autour d’un trou noir de masse stellaire est plus chaud que celui qui entoure un trou noir super massif, comme ceux présents au centre des quasars. C’est pourquoi les quasars émettent beaucoup de lumière dans le visible, et dans l’UV, alors que les microquasars émettent fortement dans des longueurs d’ondes bien plus courtes, caractéristiques de températures beaucoup plus élevées.

Après Sigma, le satellite italien SAX (Satellite per l’Astronomia a raggi X) était doté lui aussi d’un instrument à masque codé. Mais en plus, il emportait un instrument à large couverture (du même type que les premiers détecteurs installés sur les sondes interplanétaires), et un faisceau de caméras à champ étroit. Le but était de détecter un sursaut à l’aide de l’instrument à large couverture, qui donne une précision de quelques degrés. A partir de là, l’une des caméras à champ étroit doit observer le sursaut et préciser la position. Enfin, le masque codé donne la précision maximum. Tout ceci étant à bord du même satellite travaille en coordination, et donc très rapidement. Mais pas automatiquement. Lorsqu’un sursaut est observé par le détecteur à large couverture, le signal est envoyé au sol, où des astronomes l’analysent, et décident éventuellement de repositionner le télescope. Ceci prend du temps, et retarde l’étude du signal rémanent, mais bien moins que tout ce qui a été fait avant.

Le lancement de ce satellite a été retardé de 15 ans par l’explosion de la navette Challenger. Dès sa mise en orbite en 96, le satellite, développé par Livio Scarsi, a été renommé BeppoSAX en honneur de Giuseppe (diminutif Beppo) Occhialini, qui l’avait formé.

Le 28 février 1997, un événement à été découvert dans les données transmises au sol. Leur analyse immédiate a montré un sursaut long de 80 secondes, d’intensité moyenne, dont la courbe de lumière était complexe. Mais l’une des caméras à grand champ avait aussi enregistré l’événement, ce qui a permi de construire une image du champ de l’objet, et d’en déduire une position de 3’ quelques heures après le début du sursaut. Les caméras à champ étroit ont alors été pointées dans cette direction 8 heures exactement après le début. Une autre observation faite trois jours après à montré un rayonnement X, qui avait diminué d’intensité d’un facteur 20, et dont la position était déterminée avec une erreur de 50" seulement 

De plus, les responsables du satellite ont immédiatement publié la position du nouveau sursaut, ce qui a incité Jan Van Paradijs à pointer le WHT (William Herschell Telescope, instrument de 4,2 m de diamètre), au cours de deux observations à une semaine d’intervalle. Sur la première photo, il y avait un objet visible, sur la seconde il avait disparu, définitivement. C’était la première fois qu’on observait la contre-partie visible d’un sursaut gamma. Mais, bien qu’associée au sursaut lui-même, elle n’était pas produite par le même mécanisme puisqu’elle ne brillait qu’assez longtemps après. On la nomme pour cela émission rémanente.

BeppoSAX a rapidement récidivé, et deux nouveaux sursauts ont été observés dans le visible également. Il a été possible, grâce aux plus grands télescopes actuels, de prendre un spectre de la contre-partie optique. Ces spectres ont montré à l’évidence que les sursauts gamma sont des objets cosmologiques, dont les distances se chiffrent en milliards d’années-lumière : le décalage spectral de GRB 971214 atteint 3,412 ! Il est donc à 11,9 milliards d’années-lumière.

Du coup, on pouvait déterminer l’énergie produite par ces phénomènes, et constater que c’était les explosions les plus violentes qu’on ait jamais observées. Il faut bien réaliser qu’on arrive à voir des éclairs qui ont été émis à l’autre bout de l’Univers observable  Les problèmes liés à l’observation des sursauts gamma étaient résolus, il restait à les expliquer !

Modèle

La luminosité de GRB 971214 vaut 1,22 1047 Joules  Pour calculer cette valeur, on a supposé que le sursaut possédait la symétrie sphérique, c’est-à-dire qu’il émettait, dans toutes les directions, la même quantité d’énergie que vers nous. Si au contraire on suppose qu’il n’émet qu’un jet dans notre direction (par hasard), alors l’énergie émise est bien sûr considérablement diminuée. On peut estimer qu’elle serait 1.000 fois moindre. Mais même calculée ainsi, elle reste 1.000 à 10.000 fois plus importante que le plus puissant SGR connu. Le mécanisme qui explique les SGR ne peut donc pas convenir ici (ni par la répartition dans l’espace, ni par l’énergie). Les sursauts gammas sont donc d’une nature tout à fait différente.

Pour expliquer un tel débordement d’énergie, dans un temps si bref, on ne connait pas grand chose d’autre qu’un trou noir qui accrète de la matière en orbite autour de lui. Ce doit être le principe du moteur. La solution a été développée par Frédéric Daigne, dans sa thèse de Doctorat.

Un trou noir de masse stellaire (quelques masses solaires, formé à partir d’une étoile), entouré d’un disque de débris qui tourne en tombant, dégage une énergie qui est de l’ordre de 50 % de l’énergie de masse de cette matière (E = m c2). L’énergie produite est donc E = 1047 m Joules, où m est la masse accrétée en masses solaires. On voit qu’avec une masse solaire, on peut obtenir l’énergie nécessaire pour expliquer le phénomène. Cependant, ce n’est pas si simple.

Un trou noir n’est pas un objet rigide, sur lequel la matière en chute s’écraserait (comme sur une étoile à neutrons). En fait, un atome peut parfaitement traverser l’horizon sans rencontrer la moindre résistance, et donc sans dissiper d’énergie. Une fois la particule à l’intérieur de l’horizon, si elle dissipe son énergie, celle-ci restera confinée dans le trou noir, et n’apparaîtra nullement à l’extérieur. Elle est perdue. La question qui se pose est donc : la matière en chute sur le trou noir émettra-t-elle son énergie avant ou après la traversée de l’horizon ?

Frédéric Daigne a montré qu’elle pouvait être émise à l’extérieur, pour une fraction importante, à la condition que la matière forme un disque d’accrétion en rotation rapide ce qui est une condition raisonnable. En effet, accélérée par la contraction, en vertu de la conservation du moment angulaire, la matière tourne à un millier de tours/seconde ! Alors, la survie du disque est longue, elle dure plusieurs secondes ! Suffisamment pour créer les conditions du sursaut.

Lors de la contraction, le champ magnétique s’est également renforcé très fortement. Il entraîne une partie de la matière en chute sur le trou noir vers les pôles de rotation, et l’expulse en deux jets relativistes (vitesses proches de celle de la lumière).

A ce stade, il faut savoir d’où vient le trou noir dont on parle. La première origine est l’effondrement d’une étoile massive, lorsqu’elle n’a plus de carburant nucléaire. Nous verrons l’autre possibilité plus loin. Une étoile massive qui ne peut plus produire d’énergie est constituée d’un cœur massif, entouré d’une enveloppe assez massive, quoique très diminuée par un vent stellaire très violent qui en a expulsé une grande partie. L’enveloppe est supportée par le cœur. Mais au moment de l’effondrement du cœur, qui se produit en une fraction de seconde, l’enveloppe se retrouve en suspension. Avec l’énorme gravité produite par le cœur effondré, elle va s’écrouler. L’étoile était en rotation, donc avec la contraction la rotation s’accélère. Mais elle avait une symétrie sphérique (sans doute un peu aplatie), qui n’a pas de raison de disparaître. Ceci signifie qu’il y a une matière dense au-dessus des pôles de l’étoile. Alors, les jets évoqués plus haut vont se heurter à cette matière, et produire une onde de choc ; ils ne pourront pas se frayer un passage vers l’extérieur, et il n’y aura pas de sursaut gamma à observer 

Imaginons que l’étoile, avant son effondrement, tourne vite sur elle-même ; alors, elle aura une forme aplatie, et l’enveloppe sera fine au-dessus des pôles. Ceci suffit pour que les jets puissent la traverser et extraire l’énergie qu’ils emportent. Alors, des ondes de choc dans les jets libèrent de l’énergie, sous la forme de particules ultra-relativistes. Les photons gamma sont produits par les interactions entre ces particules et le milieu dans lequel elles baignent. Ce mécanisme explique bien les profils observés. Si l’observateur se trouve par hasard dans l’axe d’un jet, alors la vitesse d’approche produit un décalage vers le bleu, c’est-à-dire vers les grandes énergies, et décuple l’intensité du sursaut. Ceci permet d’expliquer la variété des observations.

Le modèle ainsi développé est nommé modèle des chocs internes, puisque les rayons gamma sont produits par des chocs dans les jets eux-même. Mais lorsque les jets atteignent le milieu interstellaire, ils sont animés de grandes vitesses encore. Et là se produit un nouveau choc. Le miracle est que ces chocs, qui se produisent avec un retard, expliquent très bien l’émission rémanente.

Enfin, il faut faire les comptes. Combien d’étoiles peuvent ainsi s’effondrer dans un temps donné, et produire un sursaut observable ? Puisque tout l’Univers observable est concerné, on évalue à un million le nombre d’effondrements d’étoile massive par jour ! Dans le modèle, seules les étoiles en rotation rapide pourraient être assez transparentes au niveau des pôles pour permettre les sursauts. On considère qu’une étoile sur 1.000 pourrait être dans ce cas. Il reste ainsi 1.000 sursauts produits par jour… Mais l’observation est très différente si on est aligné avec le jet ou pas. L’amplification résutant d’un bon alignement est telle, que seuls les sursauts qui se produisent dans la bonne direction seront observables. Alors, il faut calculer leur proportion. Un calcul simple de l’angle solide formé par les jets montre que, là encore, un sursaut sur mille pourrait être assez bien aligné pour être observé. Au bout du compte, on arrive à un ordre de grandeur de 1 sursaut par jour. Or CGRO a observé 2.704 sursauts en 9 ans = 3.280 jours, c’est-à-dire 0,8 sursauts par jour. C’est bien ce qu’on attendait.

Il nous reste à voir comment se comporte le modèle lorsque le trou noir se forme par coaslescence de deux étoiles à neutrons. Tournant l’une autour de l’autre, elles rayonnent des ondes gravitationnelles, et dissipent ainsi de l’énergie de rotation. Petit à petit, elles se rapprochent l’une de l’autre, tournent plus vite, et rayonnent davantage. Finalement, elles entrent fatalement en collision. Puisque chacune possède une masse supérieure à 1,4 masses solaires, la somme des deux dépasse les 2 à 3 masses solaires qui est la limite des étoiles à neutrons. L’astre résultant ne peut être qu’un trou noir. De plus, les simulations montrent que dans les dernières phases avant le choc, il y a formation d’un anneau de débris arrachés aux deux astres. On arrive alors à cette situation où un trou noir est entouré d’un disque d’accrétion, ses pôles étant libres. On est dans la bonne situation pour le modèle des chocs internes. La coalescence de deux étoiles à neutrons pourrait donc, à chaque fois, produire un sursaut gamma. Il ne reste que l’alignement avec les jets pour rendre l’observation possible.

Enfin, ces sursauts produiraient moins de rayons gamma, et seraient plus brefs que les autres. Il est alors tentant de croire que les sursauts brefs sont produits à partir de la coalescence, alors que les plus longs sont le résultat d’un effondrement. C’est en tout cas le paysage actuel.

Nouvelles observations

Après la définition du modèle des chocs internes, d’autres observations ont été faites, avec d’autres satellites. Elles ont confirmé le modèle. Citons simplement le satellite Integral (INTErnational Gamma Ray Astrophysics Laboratory), projet européen combinant un télescope gamma à masque codé, et un spectromètre destiné à mesurer précisément l’énergie des photons reçus. Un système d’alerte immédiate à permis à un petit télescope optique, Tarot (Télescope à Action Rapide pour les Objets Transitoires, 25 cm de diamètre), situé au sol, sur le plateau de Calern (près de Grasse), de réagir immédiatement. Il a observé le champ 19 secondes après le début du sursaut ! Le sursaut n’était pas encore terminé… Pas de chance, ce sursaut s’était produit derrière la Voie Lactée, empêchant de l’observer en optique. Mais la preuve était faite que l’on pouvait désormais étudier la lumière visible du sursaut lui-même.

Depuis, les américains ont construit et lancé le satellite Swift. Celui-ci a observé le sursaut gamma le plus lointain connu : GRB 050904 a été observé par Tarot sous la forme d’un astre de magnitude 18,5 encore visible dans son émission prompte. Son décalage spectral a été mesuré par le télescope Subaru : z = 6,295. L’étoile qui l’a produit s’est donc effondrée 900 millions d’années après le Big Bang.

Cette unique observation prouve que, moins d’un milliard d’années après ce début de l’Univers, il y avait déjà des étoiles massives qui s’effondraient. Donc que l’Univers n’était sans doute pas très différent de ce qu’il est aujourd’hui.

Conclusion

Il existe deux sortes de sursauts gamma :

Pour vous souvenir : les sursauts COurts sont produits par COalescence, les longs par effondrement.

Bibliographie

Explosions cosmiques, Jacques Paul, éditions Ellipses, Paris 2007 ISBN 978-2-7298-3568-2

L’Univers dans tous ses éclats, Alain Mazure et Stéphane Basa, Quai des Sciences, éditions Dunod, Paris 2007

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