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Accueil > Recherche > Les Axes et Activités de Recherche > Expériences et Modélisation en Astroparticules (EMA) > Fermi

Sursauts gamma

publié le

L’origine cosmologique des GRBs, couplée à leur grande luminosité apparente, en font les
phénomènes les plus violents de l’Univers. Distribués isotropiquement sur la sphère céleste, ils se
caractérisent par une brève émission prompte (de 10 ms à quelques minutes), généralement suivie d’une
émission rémanente s’atténuant progressivement sur plusieurs jours.

Le modèle communément admis pour
expliquer l’apparition des GRBs suppose la formation d’un trou noir par coalescence d’objets compacts ou par
l’effondrement d’une étoile très massive en fin de vie, s’accompagnant d’une violente éjection de plasma à des
vitesses relativistes. La phase prompte serait le résultat de l’émission des particules accélérées par chocs
internes au sein du jet, et la phase rémanente à celui du freinage de ce dernier par la matière interstellaire
environnante.

L’étude des GRBs se situe à la rencontre de nombreux thèmes propres à la physique des
"astroparticules" : physique des jets ultrarelativistes
et du phénomène d’accrétion/éjection autour d’objets
compacts, nature et origine des rayons cosmiques d’ultra haute
énergie, fond diffus cosmique optique/infrarouge,
galaxies lointaines et taux de formation d’étoiles, et enfin tests des lois fondamentales de la physique
(par exemple la possibilité d’une violation de l’invariance de Lorentz).

Parmi les 250 GRBs détectés par an par le "Gammaray
Burst Monitor" (GBM), second instrument de
Fermi, le LAT a pu déjà lever le voile sur les propriétés d’une dizaine d’entre eux à haute énergie.
L’observation de nombreux photons au-delà
du GeV, associée à la variabilité rapide de l’émission, a permis
d’estimer une valeur minimale de l’ordre de 1000 pour le facteur de Lorentz d’ensemble du jet dans les
sursauts GRB 080916C, GRB 090510 et GRB 09092B.

Alors que les GRBs présentent une unique
composante spectrale en dessous du MeV environ, généralement attribuée à l’émission synchrotron des
électrons accélérés dans ce plasma magnétisé, le LAT a par ailleurs révélé une composante additionnelle à
haute énergie dans ces deux derniers sursauts, représentant une fraction importante ( 30%) du budget
énergétique global. Cette émission, observée jusqu’à plusieurs dizaines de GeV, pourrait provenir du
retraitement des photons synchrotron par les électrons (effet Compton inverse) ou encore signaler la présence
de protons accélérés à des énergies macroscopiques (>1020 eV), qui pourraient constituer les rayons
cosmiques d’ultra haute
énergie dont les réseaux de détecteurs au sol comme Auger traquent l’origine.

La
compréhension fine des mécanismes d’accélération et d’émission à l’oeuvre dans les GRBs demandera une
étude détaillée de leurs propriétés spectrales et temporelles, fondée sur l’observation d’une grande population
d’objets brillants sur plusieurs années.
De même, l’observation de photons au-delà
du GeV en provenance de nombreux sursauts lointains permet de
rechercher des effets de décalage temporel entre photons d’énergies différentes, résultant d’une dépendance
de la vitesse de la lumière avec l’énergie, tel que le prédisent certains scénarios théoriques en lien avec la
gravité quantique. L’observation de GRB 090510 a déjà permis de contraindre une telle violation de
l’invariance de Lorentz en plaçant une limite inférieure plus grande de plusieurs fois la masse de Planck
(1.2 * 1019 GeV) sur le terme d’ordre un dans la relation de dispersion (hypothétique) des photons.

Enfin, les observations par le LAT d’une émission retardée à haute énergie (jusqu’à plusieurs heures suivant
l’apparition du sursaut), conjointement avec les télescopes X de grande sensibilité de l’observatoire spatial
Swift, devront continuer sur la durée et sur un plus grand nombre d’objets, afin de mieux comprendre
l’efficacité du "moteur central" dans la phase prompte et la transition vers la phase rémanente. Plus
généralement, la synergie des instruments de Fermi (GBM, LAT) avec les télescopes opérant à plus grande
longueur d’onde sera précieuse pour couvrir une très large bande spectrale.