Prsentation PowerPoint

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Environnement et progéniteurs des sursauts gamma
Bruce Gendre IASF-Rome/INAF L. Piro, M. Boër, A.
Corsi, A. Galli, A. Klotz, J.L. Atteia
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Plan de l'exposé

• Introduction Les sursauts gamma et leur
  émission rémanente
• L'étude des sursauts gamma quelques outils pour
  sonder le milieu environnant
• L'exploration de l'Univers lointain GRB 050904

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Vous prendrez bien un peu d'histoire ?
1944 premier flash gamma. Cause rapidement
quelques problèmes
Début des années 1960 traité d'interdiction des
essais atomiques atmosphériques
Preuve de la confiance des USA construction et
lancement des satellites VELA
1969 détection de nombreux "essais atomiques",
rapidement reconnus comme extra-terrestres
1973 publication des alertes d'origines
astronomique (Klebesadel et al., ApJ 182, L85)
début de la science des sursauts gamma
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Autopsie d'un sursaut gamma
Bouffée de rayons gamma partie prompte

• Spectre de "Band"
• Une double loi de puissance
• Un point d'inflexion l'énergie de pic

• 2 classes de sursauts (Kouveliotou et al. 1993,
  Dezalay et al. 1996)
• Sursauts longs et mous
• Sursauts courts et durs

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Que se passe t il après un sursaut gamma ?
BeppoSAX satellite italo-hollandais pour la
détection de phénomènes transitoires
28 février 1997 détection d'une émission
rémanente à un sursaut gamma (Costa et al. 1997)

• Etude des contreparties
• Observées à toutes les longueurs d'onde (X à la
  radio)
• Position et distance des sursauts définies
  sursauts extra-galactiques

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Les progéniteurs des sursauts gamma
L'énergie injectée dans un sursaut gamma est
importante (gt 1052 erg) Deux classes
d'évènements peuvent produire cette énergie

• La coalescence d'objets compacts
• Phénomène associé aux binaires
• Nécessite un temps d'évolution avant la
  coalescence
• Progéniteur privilégié pour les sursauts courts

• L'effondrement cataclysmique d'une étoile très
  massive (gt 20 M?)
• Phénomène associé aux supernovae
• Possible très rapidement après la formation des
  étoiles de population III
• Progéniteur privilégié pour les sursauts longs
  (signature de supernovae observées)

Deux progéniteurs possibles, un même phénomène
la boule de feu
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Un sursaut gamma a la loupe le modèle de la
boule de feu
Milieu interstellaire

• Un progéniteur éjecte de la matière sous forme de
  couches
• plusieurs couches avec des vitesses relativistes
  différentes
• éjection focalisée vers l'observateur

• Certaines couches rattrapent les autres chocs
  internes
• responsable de l'émission prompte

• Les couches interagissent avec le milieu externe
  choc externe
• responsable de l'émission rémanente

Formation d'un choc en retour, percutant les
couches retardataires
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Profil de densité autour des sursauts gamma longs
Densité
Distance

• Supposition la plus simple milieu de densité
  constante
• Avantage explique presque toutes les données

• Les sursauts gamma longs sont produits par des
  étoiles massives
• Présence de vent stellaire, donc milieu de
  densité non constante
• Inconvénient incompatible avec une grande part
  des données !!

• Solution le choc de terminaison (Ramirez-Ruiz
  et al. 2001)
• Confine en théorie le vent stellaire autour du
  progéniteur
• Permet d'observer un milieu interstellaire avec
  un progéniteur stellaire
• . mais jamais observé en pratique

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Le modèle de la boule de feu
Spectre de l'émission rémanente rayonnement
synchrotron d'une population d'électron répartis
en énergie suivant une loi de puissance d'index p
(ensemble de lois de puissances caractérisé par
plusieurs fréquences caractéristiques)

• La fréquence d'absorption synchrotron ?i
  fréquence où l'auto-absorption par la boule de
  feu devient négligeable

• La fréquence d'injection ?m fréquence où
  rayonnent la majorité des électrons

• La fréquence de refroidissement ?c fréquence
  où le refroidissement des électrons devient
  "efficace"

• Les pentes observées et les lois de variation
  des fréquences caractéristiques dépendent du type
  de milieu et de p

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Le modèle de la boule de feu
L'émission rémanente décroît suivant une loi de
puissance
Le taux de décroissance n'est pas constant

• On observe des sursauts d'activité (choc en
  retour, activité résiduelle,)

• Les fréquences caractéristiques traversent la
  fréquence observée

• On observe la partie finale de l'émission
  prompte et le début de l'émission rémanente en
  même temps

• La focalisation relativiste n'est plus
  suffisante pour masquer les bords du jet

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Modifications des lois du continuum

• Les sursauts gamma sont souvent absorbés (NH1022
  cm-2)
• Par notre galaxie
• Par l'environnement du sursaut

• Permet de sonder la composition, l'état
  d'ionisation du milieu environnant, donne des
  informations sur le progéniteur
• Avantage des observations X absorption
  partielle, permet de caractériser l'absorption et
  le niveau du continuum, mais impossible de
  connaître la composition du milieu
• Avantage des observations optiques
  spectroscopie haute résolution, permet de
  connaître la composition du milieu, si on connaît
  le niveau du continuum
• La combinaison d'observations X et optique
  permet d'obtenir les informations voulues si on
  peut extrapoler correctement le continuum X en
  optique (dépend du profil de densité !)

• L'absorption peut varier au cours du temps
• Modifie les lois de décroissance pendant la
  variation !
• Peut indiquer une ionisation progressive du
  milieu, une destruction de poussières, une
  structure dans les éjectas,

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Géométrie et environnement de la boule de feu

• Le modèle de la boule de feu prévoit des
  relations entre l'indice spectral et l'index de
  décroissance les relations de fermeture
• Une relation permet de dire si on observe
  l'émission rémanente ou la partie prompte
• Une relation permet de déterminer la "géométrie"
  du sursaut (si l'observateur voit ou non les
  bords du jet)
• Deux relations permettent de connaître le profil
  de densité autour du sursaut

• Quelques limitations
• Si l'on est encore dans la partie prompte, les
  autres relations ne peuvent s'appliquer
• Si l'on voit les bords du jet, les autres
  relations ne peuvent pas s'appliquer
• Les relations de fermeture donnant le profil de
  densité sont en partie dégénérées il est
  souvent impossible de les utiliser avec une seule
  bande d'observation observation multi-longueur
  d'onde (X, optique, radio) indispensable

Il est possible de contraindre l'environnement du
progéniteur à partir de l'observation de
l'émission rémanente
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Géométrie de la boule de feu

• Relation de fermeture pour un effet de jet
• Changement observé de la position moyenne

• Egalement visible avec une courbe de lumière
  composite

Chandra Grating
Chandra Imaging
XMM-Newton
BeppoSAX

• Explication effet de jet
• Observations précoces
• (BeppoSAX, XMM 12 heures après le sursaut)
  effet invisible
• Observations intermédiaires (Chandra Grating, 1
  jour) transition
• Observations tardives (Chandra Imaging, 4-20
  jours) effet de jet

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GRB 050904

• Sursaut détecté le 4 septembre 2005
• Détection par SWIFT
• j'ai appris la nouvelle en vérifiant mes cartes
  de vux d'anniversaire !

• Observations optiques moins de 100 secondes après
  le sursaut
• par TAROT (pas de filtre, Boër et al. 2006)
• non détection par BOOTES (filtre R)
• observations tardives par SUBARU, VLT, en
  infrarouge

• Sursaut brillant en infrarouge et en X, mais pas
  observé en optique
• Sursaut non observé en optique
• et pour la première fois à cause du redshift
  (z6.3, Kawai et al. 2006)

Sursaut le plus lointain observé jusqu'à présent,
observé en IR et X alors que la partie prompte
était toujours active
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GRB 050904 premières constatations

• Courbe de lumière X complexe
• Plusieurs sursauts d'activité intenses
• Un plateau

• Evolution spectrale X
• Diminution de l'absorption
• Adoucissement lors du premier flash

• Un flash optique coïncident avec le premier
  sursaut d'activité
• L'émission optique est toujours supérieure à
  l'émission X
• Pas d'explication claire pour le moment

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050904 Etude temporelle
Les changements de décroissance
Gendre et al. 2006
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Le verdict des relations de fermetures
Refroidissement rapide rejeté (évolution
interdite)
Vent stellaire rejeté (?c augmente dans ce cas)
Avant le 1er flash émission prompte
t gt2j effet de jet (Tagliaferri et al. 2006)
Verdict milieu interstellaire
Juste après le premier flash milieu de vent
stellaire progéniteur stellaire
La zone centrale est le choc de terminaison
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Le choc de terminaison
Ralentissement inattendu de la décroissance de
l'émission rémanente optique à 12 heures

• Observations J et X simultanées
• Niveau du continuum X extrapolé non compatible
  avec les observations J
• Niveau moyen des flashs X compatible avec les
  observations J
• Spectres observé en X et infrarouge compatibles
  entre eux

Flashs optiques mal échantillonnées Effets du
choc de terminaison ? (milieu turbulent avec
fluctuations de densité)
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Le modèle multi-longueur d'onde de GRB 050904
Il manque des observations spectroscopiques
rapides pour étudier le vent stellaire
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L'environnement d'une étoile à z 6.3
spectroscopie optique
Si l'on a pas pu (pour cette fois) obtenir des
informations sur le vent stellaire, on les
informations pour le milieu environnant
Avec une hypothèse au départ (vérifiée vraie à
posteriori) milieu de type interstellaire lors
de l'observation !!
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Et les sursauts courts, dans tout ça ??
Sursaut court
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Only a SWIFT satellite could catch a short event

• Avant SWIFT, on ne savait rien (ou presque) des
  sursauts courts
• Ils durent peu de temps (il faut les détecter)
• Ils sont durs (et les détecteurs sont peu
  sensibles)

• Mais SWIFT a été lancé
• et a observé et localisé ensuite des sursauts
  courts (7 en 2005)

• Les observations de SWIFT ont montré (voir Nature
  437)
• que les sursauts courts avaient une émission
  rémanente
• que les sursauts courts n'étaient pas dus à des
  magnétars (pour la majorité)
• que les sursauts courts étaient plus proches que
  les sursauts longs (z0.5 contre z2.7)
• que certains sursauts courts pourraient être des
  sursauts longs déguisés (ou vice et versa)
  présence de précurseurs, d'émission tardive,

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Une nouvelle sonde pour de nouveaux milieux

• Le fait le plus marquant (pour moi) découvert au
  sujet des sursauts courts ils sont associés à
  des galaxies elliptiques, spirale, hors de la
  galaxie
• Possible signature d'une binaire d'objet compact
  (éjectée de la galaxie hôte)
• Différent des sursauts longs (régions de
  formations stellaire à faible métallicité)

Permet de sonder d'autres classes de milieux
Possibilité de tester les milieux
intergalactiques Possibilité de tester
l'enrichissement en métaux de ces milieux
Mais tout reste encore à faire !
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Conclusions ?

• L'émission rémanente est reliée à l'environnement
  du sursaut
• Caractérisation du milieu possible (type,
  densité, composition)
• Le milieu environnant le sursaut peut être
  modifié par le progéniteur
• Ejections continues (vent stellaire)
• Ejections explosives (supernovae, éjection de
  couche stellaires)

Il est possible d'obtenir des informations sur le
progéniteur à partir de l'étude du milieu
environnant le sursaut

• Pour étudier le milieu environnant à partir de
  l'émission rémanente
• Il faut des observations spectro-temporelle X
  (0.2-10 keV) SWIFT, ESTREMO
• Il faut des observations spectrales optiques
  rapide ECLAIRs, X-SHOOTER
• Il faut une couverture temporelle optique de
  grande ampleur (suivis gt 3-4 jours)
• Des observations radio sont souvent un plus

En choisissant "bien" les sursauts étudiés, il
est possible de contraindre l'évolution du milieu
environnant et de la formation stellaire en
fonction de l'âge de l'Univers (ré-ionisation,
évolution de la métallicité, population III)
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Comparaison des courbes de lumière X des
émissions rémanentes

• Comparaison des courbes de lumière des émissions
  rémanentes X dont la distance est connue
• possible biais uniquement des émissions
  rémanentes avec une contrepartie optique !

• Comparaison dans la même bande d'énergie,
  correction des effets cosmologiques et de
  distance
• Bande d'énergie 2.0-10.0 keV (sans absorption)
• Distance commune choisie pour réduire
  l'importance des corrections pour une majorité de
  sursauts
• Correction de la dilatation du temps par le
  calcul des temps dans le référentiel au repos
  (très important pour la précision du flux calculé)

• voir Boër Gendre 2000 pour les informations
  archéologiques
• voir Gendre Boër 2005 pour les mises à jour

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Comparaison des courbes de lumière X des
émissions rémanentes

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

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

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

Probabilité de regroupement par chance 1.2 x
10-6
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L'émission rémanente X une chandelle standard ?
Nardini et al. 2005 la relation n'est pas
vérifiée quand on ajoute les observations Chandra
Grating
Fixé effet d'extrapolation
Les sursauts SWIFT pourraient être differents
Pas de differences notables
La relation est elle valide à grand redshift ?
Il semble que oui (mais les sursauts d'activité
de GRB 050904 rendent les conclusions difficiles)
Il semble que non (jusqu'à z 0.1)
La relation est elle valide à faible redshift ?
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Précision de l'estimation du redshift

• Methode testée en utilisant les sursauts
  définissant la relation
• Biais possible (sursauts définissant une
  relation utilisés pour valider son application)
• Les deux exceptions ne sont pas incluses

• Bon accord entre les redshifts mesurés et estimés
• problemes à bas redshift
• marge d'erreur importante à grand redshift

La méthode n'est pas valide pour les sursauts
proches (zlt0.5) L'incertitude sur le redshift est
30 , parfois plus
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Sursauts sans redshifts connus
GRB 020410 z 0.5 ? 0.4 atteint la limite
inférieure de validité de la relation GRB
001025A z 5.8 0.8 Un sursaut non détecté en
optique (Pedersen et al. 2005). Peut être dû à de
l'absorption Ly?
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Quelques commentaires

• GRB 980519 (3.8 ? 0.7) sursaut détecté en bande
  U, le redshift devrait être 1.5 (Kann, Klose
  Zeh, 2006)
• Décroissance très rapide (2.18), impliquant un
  sursaut du groupe I.
• Si on assume un sursaut du groupe II, on obtient
  1.4 ? 0.2

• Redshift moyen estimé 2.5
• Ancien BeppoSAX et XMM-Newton redshift moyen
  connu 1.1
• Peut être un effet de sélection (sursauts
  distant moins brillant, et donc non détectés)

• Redshift moyen de SWIFT 2.46
• Pas de différence avec celui estimé à partir des
  sursauts sans redshifts connus, mais difficile de
  conclure (biais de sélection)

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Conclusions !

• L'émission rémanente X peut servir d'indicateur
  de distance
• Moyen simple et rapide pour décider si un
  sursaut est "digne d'observations profondes" ou
  non
• Moyen efficace pour rechercher les sursauts
  situés à z gt 5, et contraindre les taux de
  formation stellaire à grand redshift.

• L'émission rémanente est reliée à l'environnement
  du sursaut
• Etude de l'absorption possible
• Caractérisation du milieu (type, densité,
  composition)
• Le milieu environnant le sursaut peut être
  modifié par le progéniteur
• Ejections continues (vent stellaire)
• Ejections explosives (supernovae, éjection de
  couche stellaires)

Il est possible d'étudier le progéniteur des
sursauts gamma et le milieu environnant ces
sursauts à partir de l'émission rémanente, et ce
en fonction de l'âge de l'Univers (contraintes
sur son évolution)