Les tribulations d’un astronome

Sursauts gamma

jeudi 1er avril 2010 par Guillaume Blanc

Le XXème siècle a vu l’observation de la voûte céleste s’ouvrir à d’autres longueurs d’onde que celles auxquelles est sensible notre œil. Effectivement, le spectre électromagnétique ne se limite pas à cette partie « visible » qui nous est familière. De part et d’autre s’étendent des rayonnements dont la longueur d’onde va en augmentant au-delà du rouge  : infrarouge (que l’on ne voit pas, mais que l’on ressent sous forme de chaleur), millimétrique (les ondes du four à micro-ondes), radio (qui transporte les informations radiophoniques)... L’énergie des «  grains de lumière », les photons, diminuant plus les ondes s’étalent. Inversement, de l’autre côté, les longueurs d’onde vont en diminuant de l’ultraviolet (qui a pour effet de nous brûler la peau) aux rayons gamma en passant par les rayons X (utilisés lors des radiographies médicales). L’énergie des photons va alors en augmentant.

Ainsi, la radioastronomie a fait son apparition au début des années 1930 tandis que l’observation du ciel en infrarouge s’est surtout développé après la Seconde Guerre Mondiale, faute de détecteurs suffisamment sensibles auparavant. Mais il a fallu attendre l’ère spatiale pour pouvoir espérer récolter quelques rayons X ou gamma provenant de l’espace, l’atmosphère terrestre servant de bouclier protecteur, ceux-ci ne pouvent la traverser sans encombre.

L’astronomie gamma ne prit son véritable essor qu’une dizaine d’années après le lancement de Spoutnik 1, tandis que l’astronomie X comptait déjà la détection de plusieurs sources à son actif. La faute aux rayons gamma, dont la longueur d’onde est inférieure aux distances entre les atomes dans les solides : on ne peut donc pas les réfléchir ou les réfracter comme on le fait avec le rayonnement électromagnétique de plus grande longueur d’onde, car ils ont tendance à pénétrer à l’intérieur des solides plutôt qu’à se réfléchir à leur surface. D’où la difficulté de « concentrer » la lumière gamma sur un récepteur au moyen de collecteurs (comme le télescope en astronomie visible) ! En pratique, on utilise la diffraction des photons gamma sur les mailles du réseau cristallin d’un matériau pour les concentrer ne serait-ce qu’un peu.

Les « sursauts gamma », comme leur nom l’indique, sont des astres qui émettent dans le domaine des rayons gamma. Entre autre. Contrairement à bien d’autres objets qui peuplent le bestiaire céleste, ils furent découverts fortuitement. Mais pour ce faire il a quand même fallu attendre de pouvoir aller dans l’espace, au-dessus de l’atmosphère. Même si l’astronomie, elle, n’y est finalement pas pour grand-chose...

En 1963, alors qu’un traité de non-prolifération nucléaire était signé, en particulier par les États-Unis et l’Union Soviétique, les premiers ont commencé à lancer des satellites capables de détecter des essais nucléaires clandestins dans l’espace ou dans l’atmosphère que les seconds pouvaient avoir envie de faire malgré l’existence du traité international. C’est ainsi que les Américains ont mis en orbite entre 1963 et 1965 une constellation de satellites dotés de détecteurs de rayons gamma, radiations émises lors des explosions nucléaires. Ces satellites, baptisés VELA, n’ont découvert aucun essai clandestin, mais ont néanmoins enregistré des bouffés aussi courtes qu’inexplicables de rayons gamma. Une triangulation temporelle entre deux satellites a permis de découvrir que les « sursauts » provenaient non pas de la Terre, vers laquelle étaient tournés les satellites, mais de l’espace au-delà du système solaire. En 1973, six ans après leur découverte, l’existence de ces bouffées de rayons gamma fut annoncée à la communauté scientifique.

L’existence de ces « sursauts gamma » fut confirmée par des observations russes et américaines dans les années qui suivirent. De nombreuses expériences ont alors vu le jour pour détecter, observer et tenter de comprendre ces énigmatiques bouffées d’énergie venues du cosmos. Des modèles ont été mis au point pour tenter d’expliquer ces phénomènes. Mais ce n’est pas avant les années quatre-vingt-dix qu’un réel bond en avant n’a été fait.

C’est effectivement en 1991 qu’est lancé en orbite autour de la Terre le satellite de la NASA Compton Gamma Ray Observatory (CGRO). Sur ce satellite, plusieurs instruments destinés à observer le ciel dans le domaine des rayons gamma. L’un d’eux, Burst and Transient Source Experiment (BATSE) était fabriqué pour rechercher des impulsions gamma courtes... L’expérience était constituée de huit détecteurs situés dans les coins du satellite, par ailleurs à peu près parallélépipédique, afin de surveiller l’ensemble du ciel. La direction d’arrivée des photons gamma détectés était déterminée par comparaison entre les temps d’arrivée sur les différents détecteurs. Avec une capacité de détecter des intensités de rayons gamma cinq à dix fois plus faibles que les expériences antérieures, BATSE obtint en moyenne un sursaut gamma par jour pendant les neuf années que vécut le satellite. Avec 2700 sursauts observés, leurs caractéristiques temporelles et spectrales furent mieux cernées. Mais peut-être que le principal résultat de cette expérience fut de montrer que leur répartition sur la voûte céleste était uniforme.

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L’ensemble des 2704 sursauts gamma découverts par l’instrument BATSE, et leur répartition homogène sur l’ensemble de la voûte céleste. Crédit : G. Fishman et al., BATSE, CGRO, NASA

L’origine de ces sursauts était inconnue et faisait l’objet de nombreuses spéculations. Selon le modèle en vogue dans les années quatre-vingt, on s’attendait à ce que BATSE découvre une accumulation de sursauts le long du disque de notre Galaxie. Lorsqu’il fut avéré qu’il n’en était rien, et qu’au contraire l’uniformité était de mise sur la voûte céleste, la plupart des explications furent relégués dans les tiroirs. Ne restaient en lice que deux possibilités  : soit les sursauts provenaient d’un halo sphérique autour de notre Galaxie ; soit ils se trouvaient à très grande distance, plusieurs milliards d’années-lumière.

En 1996 est lancé un satellite pour l’astronomie dans le domaine des rayons X, Beppo-SAX, construit par les Italiens avec une participation néerlandaise. Ce satellite disposait, entre autre, d’un détecteur gamma, permettant d’enregistrer des sursauts gamma, de deux caméras grand champ capables d’observer la contrepartie éventuelle d’un sursaut dans le domaine des rayons X mais surtout de localiser le sursaut avec une bonne précision. Car jusque-là, il était impossible de chercher des contreparties de sursauts dans le domaine visible, car leur localisation par BATSE était trop imprécise, d’une taille équivalente à plusieurs fois la Pleine Lune : une telle portion de ciel recèle beaucoup trop d’objets visibles...

C’est ainsi que le 28 février 1997, le détecteur gamma de Beppo-SAX recueille une bouffée de rayons gamma (nommée GRB 970228 pour « Gamma Ray Burst » — sursaut gamma — du 28 février 1997). Le satellite est alors réorienté pour pointer ses caméras X vers la chose, de manière à en obtenir une position plus précise. Et moins de huit heures plus tard, le télescope de quatre mètres de diamètre William Hershel aux Canaries détectait un objet d’aspect stellaire à proximité d’une galaxie... Le lien entre les deux était tentant, ce qui signifierait alors une origine cosmologique des sursauts, mais un doute subsistait néanmoins. Il fut définitivement levé par le second sursaut localisé par Beppo-SAX, au mois de mai de la même année, GRB 970508. La contrepartie découverte, et le sursaut parfaitement localisé, le télescope américain de dix mètres de diamètre Keck II en a obtenu le spectre visible, deux jours après la bouffée de rayons gamma. L’émission visible observée correspond à une sorte de « rémanence » du sursaut, qui reste visible dans ces longueurs d’onde pendant plusieurs jours, tandis que l’émission gamma s’est depuis longtemps évanouie. Le spectre enregistré comportait des raies fines, en absorption, provenant non du sursaut lui-même, mais de nuages de gaz situés en avant-plan, sur la ligne de visée, et qui en absorbaient la lumière, tel un fin rideau sur le chemin d’une lampe. L’un de ces systèmes absorbants a pu être identifié et son décalage spectral déterminé. Il était de 0.783, ce qui signifiait que le sursaut se trouvait au moins à huit milliards d’années-lumière ce qui en faisait incontestablement un objet « cosmologique ». Le décalage spectral est une mesure de la vitesse de récession des galaxies dans notre univers en expansion : plus un objet est loin, plus il s’éloigne rapidement. Plus le décalage spectral est important, plus l’objet est distant.

Depuis lors, les décalages spectraux de plus d’une centaine de sursauts gamma ont été obtenu. Le record, de 6.3, est détenu par un sursaut qui s’est produit il y a 12.6 milliards d’années, quand l’univers avait à peine dix pour-cents de son âge actuel, propulsant les sursauts gamma au rang des sources parmi les plus lointaines connues.

Compte tenu de leur distance et de leur brillance, il a fallu se rendre à l’évidence : les sursauts gamma étaient des sources d’une puissance phénoménale. À de telles distances seule une luminosité intrinsèque fantastique pouvait rendre compte des flux observés, en faisant ainsi les phénomènes les plus brillants de l’univers.

Actuellement la détection des sursauts gamma incombe aux satellites HETE-2 et SWIFT. Le satellite HETE-2 fut lancé en 2000 et prit le relais de Beppo-SAX après que celui-ci eut atteint la fin de son règne en 2003. SWIFT a été lancé en 2004, il comporte trois instruments, un détecteurs de sursauts gamma (BAT), un télescope pour les observer en rayons X (XRT) et un télescope pour les observer en ultraviolet et visible (UVOT). Dans les secondes qui suivent la détection d’un sursaut, le satellite se repointe automatiquement pour l’observer en X et visible et en obtenir ainsi une position sur le ciel très précise qui est alors immédiatement relayée à un réseau d’observatoires au sol qui sont sans arrêt en état d’alerte, prêt à tout interrompre pour observer au plus vite un sursaut détecté. Depuis qu’il est opérationnel, SWIFT détecte une centaine de sursauts par an.

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Vue d’artiste du satellite SWIFT. Crédit : NASA

Ces « sursauts gamma » sont donc d’intenses bouffées de rayonnement gamma, de très courte durée, allant de quelques millièmes de seconde à quelques minutes ; les photons gamma reçus sont de très haute énergie (entre quelques milliers et quelques millions de fois l’énergie d’un photon « visible »). Avec les nombreux sursauts détectés par BATSE, on s’est aperçu qu’ils se répartissaient en deux catégories : ceux qui duraient longtemps, entre deux secondes et plusieurs minutes — les sursauts « longs » —, et ceux qui avaient une très courte durée, de moins d’une seconde en moyenne — les sursauts « courts ». Ces deux classes formant très probablement deux catégories de phénomènes distincts.

Fort de ces diverses observations, un canevas commence à se dessiner pour les expliquer. Ainsi les échelles temporelles très courtes et la variabilité de l’émission gamma impliquent une source compacte, comme une étoile à neutron (astre très dense, résultat de l’effondrement gravitationnel d’une étoile massive à la fin de sa vie, et qui rassemble une masse comparable à celle du Soleil dans un rayon d’une dizaine de kilomètres...). Mais pour expliquer l’intense luminosité qui est à l’origine de ces évènements, il fallait que l’ensemble de l’étoile compacte soit mise à contribution. De là, deux modèles émergent : l’un suppose la fusion d’un système binaire composé de deux étoiles à neutrons qui orbitent l’une autour de l’autre avant de tomber l’une sur l’autre ; le second serait le résultat de l’effondrement gravitationnel d’une étoile très massive.

Ce deuxième scénario est assez largement admis pour expliquer les sursauts longs. En effet les rémanences de ces sursauts longs sont observées de préférence dans les régions des galaxies qui ont une forte activité de formation d’étoiles. On y trouve effectivement des étoiles qui ont donc une durée de vie très courte au regard de la durée de vie d’une galaxie, à savoir quelques millions d’années, et qui sont donc très massives, quelques dizaines de fois la masse du soleil. Ces étoiles, du fait de leur masse, sont capables de fusionner en leur cœur tous les éléments depuis l’hydrogène jusqu’au fer, le plus stable d’entre eux. Cette fusion produit de l’énergie qui permet de contrebalancer les forces de gravitation et de maintenir ainsi l’étoile en équilibre. Mais quand le combustible vient à s’épuiser, la source d’énergie s’arrête, le cœur n’est alors plus capable de soutenir la gravitation : il s’effondre sur lui-même pour former un trou noir, astre tellement dense que la lumière elle-même ne peut s’en échapper. Les couches extérieures de l’étoile tombent sur l’astre compact, et si l’étoile était en rotation rapide, elles s’enroulent autour de lui, formant un disque dans son plan équatorial. La chute de la matière vers le trou noir provoque la naissance d’une paire de jets de part et d’autre des pôles, le long de l’axe de rotation. Ces jets propulsent une matière essentiellement composée de photons, d’électrons et de leurs anti-particules, les positrons, ainsi que de quelques baryons, les composants du noyau atomique, proton et neutron, à des vitesses très proches de la vitesse de la lumière.

À l’intérieur de ces jets, la matière se propage sous forme de vagues
— des « coquilles » — à des vitesses relatives qui peuvent être légèrement différentes les unes des autres. Deux coquilles peuvent ainsi entrer en collision, l’une rattrapant celle qui la précède ; lors du choc, d’énormes quantités d’énergie cinétique sont transformées en énergie de rayonnement, par émission synchrotron. Le rayonnement synchrotron est émis quand des particules chargées telle que les électrons ou les positrons sont accélérées dans un champ magnétique. L’émission de rayonnement peut alors couvrir l’ensemble du spectre électromagnétique : plus le champ magnétique est intense, et plus l’énergie des particules rayonnantes est élevé, plus la longueur d’onde de la « lumière » émise sera petite, donc plus on va vers les rayons gamma... L’émission gamma à l’origine du sursaut est probablement émise de cette manière. Les différents « pics » d’émission observés correspondent alors à différentes coquilles qui s’entrechoquent... Ce sont les « chocs internes. »

Les différentes coquilles finissent par s’amalgamer pour n’en former plus qu’une. Elle va alors heurter la matière interstellaire environnante, résidus ténus de l’étoile massive moribonde, ce qui va provoquer une onde de choc. Ce « choc externe » va avoir pour effet de chauffer la matière interstellaire rencontrée jusqu’à des températures extrêmes. Là encore, des champs magnétiques intenses sont mis à contribution pour produire du rayonnement synchrotron à des longueurs d’onde moindres, en X, visible, infra-rouge, radio... les électrons ayant déjà perdu une partie de l’énergie cinétique qu’ils avaient initialement. Il s’agit là de l’émission observée lors des contreparties ou « rémanence. »

Dans certains cas, une fois la rémanence dans le domaine visible atténuée au bout de quelques jours, les caractéristiques spectrales d’une certaine classe de supernova apparaissent. Ces supernovæ sont associées à la mort des étoiles de type Wolf-Rayet, étoiles très massives qui ont expulsé leurs couches externes composées d’hydrogène et d’hélium au cours de leur courte vie tumultueuse. Le 29 mars 2003, le satellite HETE-2 détectait un sursaut gamma relativement proche. Sa rémanence dans le domaine visible, particulièrement intense an raison de sa proximité, laissa apparaître la signature d’une telle supernova... Confirmant là le scénario mettant en jeu l’effondrement gravitationnel d’une étoile très massive. De telles associations ont par la suite été observées dans plusieurs cas. Même si la supernova sous-jacente ne parvient pas toujours à percer devant l’intensité de la rémanence, il est très probable qu’elle soit en fait toujours là, tapie dans les entrailles du sursaut.

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Vue d’artiste d’une étoile massive s’effondrant en trou noir à la fin de sa vie, en créant un disque et un jet le long de l’axe de rotation, provoquant ainsi la naissance d’un sursaut gamma. Crédit : Nicolle Rager Fuller (http://www.sayo-art.com)

Le satellite SWIFT du fait de sa sensibilité plus grande que celle de ses prédécesseurs, Beppo-SAX ou HETE-2, et de sa capacité à localiser les sursauts en temps réel pour ensuite les observer dans d’autres longueurs d’onde a permis d’améliorer la compréhension des premiers instants du sursaut.

Il a en outre permis de lever un coin du voile sur la nature des sursauts courts. Car leur brièveté interdisait jusque-là d’en déterminer la position avec une précision suffisante pour espérer en observer une émission rémanente. La première contrepartie optique d’un sursaut court fut observée en 2005, permettant de mesurer son décalage spectral et de constater qu’il s’était produit au sein d’une galaxie elliptique. Cette information confirme le fait que les sursauts courts forment une classe à part, avec une origine différente de celle des sursauts longs. D’autres observations ont depuis confirmé cela. Par ailleurs aucune supernova ne fut découverte nichée dans les décombres.

Les sursauts courts ne peuvent pas mettre en jeu une étoile massive comme c’est le cas pour les sursauts longs. En effet, les galaxies elliptiques sont des galaxies vieilles, qui abritent des étoiles peu massives dont la durée de vie est très longue. Le cycle de la matière y est quasiment éteint, ces galaxies ne forment plus d’étoiles, et vivent sur leurs réserves. Des résidus d’une intense activité révolue subsistent néanmoins, comme des étoiles à neutron, vestiges d’étoiles massives qui ont jadis explosé en supernova. Certaines de ces étoiles à neutron sont en systèmes binaires, l’une tournant autour de l’autre. Parfois l’un des deux compagnons est un trou noir. Les deux étoiles se rapprochent inexorablement l’une de l’autre, car elles perdent de l’énergie orbitale sous forme d’ondes gravitationnelles, ces rides de l’espace-temps qui sont émises quand les densités en jeu deviennent très grandes, comme c’est le cas pour un système binaire d’astres compacts. Lorsque les deux astres deviennent suffisamment proches, ils fusionnent en quelques secondes pour former un trou noir entouré d’un disque de matière, disque d’accrétion. Processus qui produit un sursaut gamma sans pour autant signer la présence d’une supernova.

Le rapprochement des deux étoiles peut prendre des milliards d’années, d’où un important délai entre la formation du système binaire, l’explosion des deux composantes en supernova, la formation d’une étoile à neutron ou d’un trou noir, et le processus catastrophique final, qui signe la fusion du système dans un fantastique dégagement énergétique, en produisant un trou noir unique. Ultime résidu. Ce scénario explique pourquoi les sursauts courts peuvent se produire aussi bien dans n’importe quel type de galaxies. Alors que les sursauts longs, qui impliquent des étoiles très jeunes, ne peuvent se produire que dans les galaxies qui ont une importante activité de formation d’étoiles.

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Le 19 mars 2008, le satellite SWIFT découvrit un sursaut gamma particulièrement brillant (GRB 080319B). Ce sursaut, deuxième détecté ce jour-là, aurait pu être visible à l’œil nu, si quelqu’un avait regardé le ciel au bon endroit, au bon moment, puisqu’il a théoriquement atteint la magnitude 5.8 (celle des étoiles les plus faibles visibles à l’œil nu) pendant... 30 secondes ! Exceptionnel pour un source qui a explosé il a 7,5 milliards d’années. L’image de gauche montre la rémanence observée en rayons X, celle de droite dans l’ultraviolet/visible. Crédit : NASA/Swift/Stefan Immler

Ce tableau brosse les grandes lignes des deux principaux scénarii qui permettent d’expliquer les observations. Néanmoins de nombreux détails restent à éclaircir : la science des sursauts gamma en est à ses balbutiements !

Les premiers instants après la découverte du sursaut contiennent des informations précieuses sur les processus physiques à l’œuvre au sein du cataclysme. Les principaux efforts observationnels visent à réduire l’intervalle de temps qui sépare la découverte du sursaut de son observation dans d’autres longueurs d’onde. Cette rapidité est primordiale pour comprendre les sursauts courts qui sont des chef-d’œuvres de fugacité.


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