Emission extrême vue à partir de rafales de rayons γ

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Les explosions astrophysiques, appelées éclats de rayons γ, peuvent libérer en une seconde la quantité d’énergie que le Soleil va produire pendant toute sa durée de vie.. L'émission de GRB couvre une grande partie du spectre électromagnétique et se déroule en deux étapes: la phase d'émission rapide et la phase de post-luminescence. On pense que le principal mécanisme d’émission est le rayonnement synchrotron, par lequel la rotation d’électrons énergétiques autour des lignes de champ magnétique libère des photons. Jusqu'à présent, les émissions provenant de GRB n'étaient observées qu'à des énergies inférieures à 100 gigaélectronvolts (GeV). Trois articles dans ce numéro notifiez les observations de rayons γ d'énergie supérieure à 100 GeV provenant de deux GRB brillants, appelés GRB 190114C et GRB 180720B.

La collaboration MAGIC (Imagerie gamma atmosphérique majeure) de Cherenkov (MAGIC) (1 TeV est 103GeV) de GRB 190114C, en utilisant les télescopes MAGIC à La Palma, en Espagne. Les premières détections ont commencé environ une minute après que la rafale a déclenché les deux détecteurs GRB embarqués de la NASA: le télescope Burst Alert à bord du satellite Swift et le moniteur Gamma-ray Burst Monitor à bord du satellite Fermi. Les photons de haute énergie ont continué à pleuvoir sur les télescopes MAGIC pendant environ 20 minutes, le flux diminuant rapidement au cours de cette période. La collaboration MAGIC et ses collègues détecté cela. Combiné aux données MAGIC, cet ensemble de données riche a permis aux auteurs de modéliser l'événement de manière exhaustive et d'étudier comment l'émission de TeV était produite.

Abdalla et al. (mais en dessous de 1 TeV) de GRB 180720B, à l’aide du réseau de télescopes HESS (High Energy Stereoscopic System) en Namibie. Bien que ces photons aient une énergie et un nombre inférieurs à ceux observés à partir du GRB 190114C, ils ont été détectés en profondeur dans la phase de post-luminescence (10 heures après le déclenchement du GRB et pendant 2 heures). Le flux et l’énergie maximale de l’émission de réverbération diminuent tous les deux avec le temps, en raison de la décélération des jets – les deux canaux étroits, orientés de manière opposée, à travers lesquels la majeure partie de l’énergie explosive d’un GRB est libérée. Par conséquent, la détection de tels photons de haute énergie en profondeur dans la phase de post-luminescence est également révolutionnaire.

Les observatoires MAGIC et HESS utilisent tous deux un réseau de télescopes optiques appelés télescopes Cherenkov atmosphériques (IACT), conçus pour détecter les rayons γ dans les très hautes énergies (de 30 GeV à 100 TeV). Plus précisément, les IACT détectent la lumière (rayonnement de Cherenkov) produite lorsque de tels rayons γ frappent l’atmosphère de la Terre et produisent une pluie de particules chargées. Ces installations fonctionnent depuis plus d'une décennie. Les GRB, en tant qu’explosions les plus puissantes de l’Univers, ont été l’une des principales cibles d’observation, mais jusqu’à présent, ils ont échappé à la détection. Les résultats actuels sont donc un triomphe pour ces observatoires.

Les découvertes sont aussi un triomphe pour les théories du GRB. Théoriquement, il existe trois mécanismes permettant de produire des rayons gamma à haute énergie pendant la phase de rémanence. Le premier est le rayonnement synchrotron d'électrons accélérés par le choc externe – l'onde de choc générée lorsque la matière explosée entre en collision avec le gaz interstellaire environnant. Cette composante d'émission a une énergie maximale qui ne dépend que du facteur de Lorentz de la sortie (paramètre indiquant la vitesse à laquelle le choc externe se déplace). Pour atteindre des énergies supérieures à 100 GeV, le facteur de Lorentz doit être supérieur environ 1 000, ce qui n’est que marginalement possible. Les observations montrent que le facteur de Lorentz des jets de GRB est habituellement de quelques centaines pendant la phase d’émission prompte et diminue avec le temps pendant la phase de post-luminescence.

Le deuxième mécanisme de rayonnement à haute énergie est le rayonnement synchrotron de protons accélérés par le choc externe GRB. Ce composant d'émission peut en principe contenir des rayons γ TeV. Cependant, les protons étant des émetteurs beaucoup moins efficaces que les électrons, les conditions pour que ce mécanisme soit dominant sont plutôt exigeants. Enfin, le troisième mécanisme est appelé synchrotron auto-Compton (SSC), par lequel les mêmes électrons accélérés qui émettent des photons synchrotron peuvent disperser certains de ces photons, ce qui donne des photons ayant une énergie supérieure à 100 GeV (Fig. 1a). Pour les paramètres typiques de la microphysique de choc déduits de la modélisation de la rémanence à la lumière d'autres GRB, on s'attend à ce que le mécanisme de la SSC soit généralement le principal moyen de produire des rayons γ à haute énergie..

Figure 1 | Émission d'une rafale de rayons γ. une, Trois papiers signaler la détection de radiations à haute énergie d'explosions astrophysiques connues sous le nom d'éclats de rayons γ (GRB). On pense que l’énergie explosive d’un GRB est canalisée dans deux jets étroits. L'émission de photons se déroule en deux étapes: la phase d'émission rapide et la phase de post-luminescence. Dans la phase de post-luminescence, on pense que les photons de basse énergie sont générés par un mécanisme appelé rayonnement synchrotron. On pense que les photons de haute énergie sont principalement produits par un processus appelé synchrotron auto-Compton (SSC), dans lequel la diffusion de photons synchrotron sur des électrons énergétiques donne aux photons une augmentation d'énergie.,. b, Une prédiction clé du mécanisme de SSC est qu’il devrait y avoir deux «bosses» dans la distribution spectrale de l’énergie du spectre de rémanence: un correspondant aux photons synchrotron et l’autre aux photons SSC,. Les résultats des trois documents établissent fermement l’existence d’une telle composante.

Une prédiction clé du mécanisme de SSC est qu’il devrait y avoir deux "bosse" dans la distribution spectrale de l’énergie du spectre de rémanence, (Fig. 1b). Une telle structure à deux bosses a été couramment observée pour les jets à haute énergie lancés à partir de trous noirs supermassifs connus sous le nom de blazars.et la même structure est attendue avec confiance pour les GRB. Les précédentes observations de rémanence à haute énergie de GRB utilisant le télescope à grande surface à bord du satellite Fermi n’ont pas démontré de manière convaincante l’existence d’une deuxième bosse dans les distributions spectrales d’énergie.. Cependant, certaines preuves provisoires ont été recueillies à partir d'une autre rafale brillante, GRB 130427A.

Les observations multi-longueurs d'onde du GRB 190114C obtenues par la collaboration MAGIC et ses collègues ont clairement établi pour la première fois l'existence du composant SSC dans un rémanent du GRB.. Cette conclusion a été confirmée par des modèles indépendants d'autres groupes.. La caractéristique de double bosse est comparativement moins claire dans la distribution spectrale d'énergie obtenue par Abdalla et al. pour GRB 180720B. Toutefois, à la fin de la phase de post-luminescence, le rayonnement synchrotron électronique ne peut pas produire de photons d’énergie supérieure à 100 GeV sans la nécessité d’introduire des mécanismes exotiques d’accélération des particules. En conséquence, le mécanisme SSC est l'explication préférée de la distribution spectrale d'énergie observée,.

Pourquoi a-t-il fallu si longtemps pour détecter une composante spectrale commune théoriquement attendue? L'observation d'un GRB par un IACT nécessite que la rafale soit brillante (pour produire un nombre suffisant de photons de haute énergie) et à proximité (pour éviter toute absorption des photons par le rayonnement de fond infrarouge dans l'univers). De plus, le télescope doit avoir les conditions d'observation correctes. Par exemple, un IACT ne permettrait pas de détecter un problème particulier sous-estimé si l'événement se produisait pendant la journée, par mauvais temps ou dans une zone du ciel inaccessible au télescope. Néanmoins, les résultats remarquables publiés dans les documents actuels suggèrent qu’une découverte révolutionnaire peut être faite avec dévouement et probablement un peu de chance.

Maintenant que des photons d'énergies supérieures à 100 GeV ont été détectés par des GRB, on s'attend à ce que de telles détections deviennent routinières à l'avenir – en particulier avec le plein fonctionnement des IACT disponibles et des observatoires qui utilisent d'autres techniques de détection, telles que le système de surveillance à haute altitude Observatoire de Cherenkov Altitude Water au Mexique. Le champ bénéficiera également grandement des installations telles que le futur réseau international de télescopes Cherenkov et le grand observatoire de douches aériennes à haute altitude de Daocheng, en Chine. Comme l'histoire l'a montré à maintes reprises, l'ouverture d'une nouvelle fenêtre spectrale dans la recherche sur le GRB révèle toujours de nombreux trésors pour les chercheurs. Cette fenêtre spectrale aux plus hautes énergies ne sera pas différente et pourrait être encore plus enrichissante.

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