Cette page présente brièvement mes travaux de recherche. Pour une introduction plus générale aux sursauts gamma, se reporter aux liens ci-dessous. Pour une description plus détaillée de mes travaux, consulter le manuscrit de mon HDR (Publications).
This page gives a short description of my research activities. I list below a few links for a general introduction to gamma-ray bursts. For a more précise idea of my work, please have a look at my publication list (Publications).
Mes thèmes de recherche en quelques lignes / A few lines about my work
La plupart de mes travaux portent sur les sursauts gamma. Leur modélisation physique et leur utilisation pour la cosmologie.
My work is focussed on the modelling of gamma-ray bursts and on the possibility to use them to probe the distant Universe.
Liens / Links
Mon groupe (COSMOH) à l’Institut d’Astrophysique de Paris / My research team at IAP
➡ Cosmologie et Astrophysique des Hautes Energies / Cosmology and High-Energy Astrophysics
A few links to pages explaining what are gamma-ray bursts (in english)
➡ Gamma-ray bursts (wikipedia)
➡ Gamma-ray bursts (imagine the Universe, NASA)
Quelques pages sur les sursauts gamma (en français)
➡ Les sursauts gamma : voir l’introduction ci-dessous
➡ Article ”Sursaut gamma” (wikipedia)
Que sont les sursauts gamma ?
Les sursauts gamma ont été découverts en 1967. Ce sont de brèves (durée de quelques millisecondes à quelques centaines de secondes) mais très intenses émissions de photons gamma (domaine du keV au MeV, c’est à dire des photons de 1 000 à 1 000 000 fois plus énergétiques que des photons de lumière visible), détectées sur Terre au rythme d’environ 1 par jour, dans une direction qui semble aléatoire. L’animation ci-dessous montre à gauche le ciel gamma (on voit essentiellement la Voie Lactée) dans lequel apparaît soudain un sursaut, avec sa courbe de lumière à droite (nombre de photons détectés en fonction du temps) : on peut remarquer la
En 1997 ont été découvertes les rémanences des sursauts gamma : une émission observée juste après le sursaut gamma, dans les domaines des rayons X, de la lumière visible et des ondes radio. Cette émission décroît rapidement avec le temps et disparaît au bout de quelques jours ou semaines. L’étude de ces rémanences a permis de
L’image ci-dessus montre la première rémanence visible jamais détectée, associée au sursaut du 28 février 1997. A gauche, la rémanence (OT) est détectée le jour même du sursaut et est très brillante. A droite, plusieurs jours plus tard, elle est à peine visible.
What are gamma-ray bursts ?
Gamma-ray bursts have been discovered in 1967. They are short (from a few milliseconds to a few hundreds seconds) but very intense bursts of gamma photons (photons carrying energies in the keV-MeV range, i.e. 1 000 to 1000 000 times more energy than a photon of visible light), that are detected on Earth with a rate of about 1 burst per day, in random directions in the sky. The animation above shows the gamma-ray sky (one sees mainly the Milky Way) in which a gamma-ray burst appears suddenly. Its lightcurve is shown on the right (number of detected photons as a function of time) : note the high variability of the emission during the short burst duration. Note also that at its maximum, the burst is so bright that the detector is saturated.
The afterglows of gamma-ray bursts have been discovered in 1997. This emission is detected after the burst itself, in the X-ray, visible and radio range. Afterglows decay rapidly and disappear after a few days or weeks. Their study has made possible to prove that gamma-ray bursts are produced in very distant galaxies and that they are therefore intrinsically very bright. The picture above shows the first visible afterglow that has ever been detected, following the gamma-ray burst that occured on 1997 February 28th. In the left panel, the image is taken on the same day and the afterglow is very bright. In the right panel, a few days later, it is barely detected.
Un scénario théorique pour les sursauts gamma
Depuis 1997, les nombreux travaux menés dans différentes équipes internationales, dont notre équipe à l’IAP, ont permis de développer un scénario théorique général pour les sursauts gamma : (1) un événement initial catastrophique (effondrement gravitationnel d’une étoile très massive en fin de vie ou coalescence d’un système binaire de deux étoiles à neutrons) conduit à la formation d’un trou noir de masse stellaire entouré d’un disque d’accrétion; (2) ce système trou noir+disque, par un mécanisme mal compris, éjecte de la matière à vitesse proche de celle de la lumière (phases 1 et 2 sur le schéma ci-contre). A grande distance de la source centrale, l’éjecta devient transparent (étape 3 du schéma) et peut donc éventuellement convertir une partie de son énergie cinétique en rayonnement ; (3) des ondes de choc se forment dans ce jet relativiste (chocs internes, étape 4 du schéma) et les électrons accélérés dans ces chocs émettent les photons gamma observés pendant le sursaut proprement dit; (4) le jet relativiste finit par être freiné par le milieu environnant. Deux nouveaux chocs se forment : un choc très violent qui se propage dans le milieu extérieur (choc externe, numéro 7 du schéma) et un choc en retour
A theoretical scenario : how to produce a gamma-ray burst ?
Many studies on gamma-ray bursts in several international teams (including our team at IAP) since 1997 have led to the following theoretical scénario : (1) an initial cataclysmic event (for instance the gravitational collapse of a very massive star) leads to the formation of a stellar mass black hole surrounded by an accretion disk; (2) this system black hole+disk, via a mechanism which is poorly understood, ejects material at velocities very close to the speed of light (items 1 & 2 on the sketch above). At large distance from the central source, this ejecta becomes transparent (item 3) and can convert a fraction of its kinetic energy into radiation; (3) shock waves form in this relativistic jet (internal shocks, item 4). Shock accelerated electrons radiate the gamma-rays observed during the burst itself; (4) the relativistic jet is eventually decelerated by the surrounding medium. Two new shock waves form: a very violent shock that propagates within the external medium (external shock, item 7) and a reverse shock (item 5) that crosses the jet. The shocked external medium and the jet are separated by a contact discontinuity (item 6).The afterglow is produced during this deceleration phase. Eventually, it becomes non-relativistic and expands laterally (item 8). In the long term, it is probably difficult to distinguish it from a supernova remnant. Approximate distances are given on the left side of the sketch by the logarithm of the distance in meters (e.g. 9 stands for 1 000 000 000 meters).
Modélisation physique des sursauts gamma
Les travaux menés à l’IAP portent sur les différents points de ce scénario : (1) concernant le “moteur central” (système trou noir+disque), nous avons étudié la stabilité dynamique du système et montré qu’il pouvait survivre assez longtemps pour permettre à la suite du scénario d’opérer. Nos idées théoriques ont ensuite été vérifiées à l’aide de simulations hydrodynamiques en relativité générale effectuées en collaboration avec J.A. Font-Roda, Univ. Valencia (références 1, 9, 11 & 15 dans ma liste de publications); (2) concernant la phase d’éjection, nous avons développé un modèle simple de vent magnétisé et cherché à contraindre sous quelles conditions un jet relativiste peut être produit (référence 8 dans ma liste de publication). Pendant mon postdoc au MPA, Garching, avec H. Spruit j’ai caractérisé de manière générale le rôle que peut jouer le champ magnétique et en particulier le rôle potentiel de la reconnection magnétique pour l’accélération du jet (références 5 & 6 dans ma liste de publications) ; (3) concernant les phases d’émission du sursaut proprement dit, nous avons à l’IAP une expertise reconnue sur la phase des chocs internes, pour laquelle nous avons développé un modèle très détaillé. Il permet de simuler des sursauts synthétiques complets (courbes de lumière et spectres) et de les comparer ainsi aux observations de manière approfondie (références 2, 4, 14, 17, 24, 27, 29, 32, 34, 36 & 47 dans ma liste de publications). Nous avons étudié spécifiquement la propagation des photons de haute énergie pour obtenir des contraintes sur le facteur de Lorentz du jet à partir des observations de Fermi (référence 38 dans ma liste de publications). Nous avons étudié dès 2002 l’émission, dite photosphérique, produite au moment où le jet devient transparent à la fin de la phase d’accélération, qui a sans doute été détectée depuis par Fermi (références 10, 35, 42 & 44 dans ma liste de publications) ; (4) concernant la phase de décélération, nous travaillons sur un modèle un peu différent du modèle le plus standard, dans lequel le choc en retour, au lieu du choc externe, joue une rôle dominant pour produire la rémanence (références 3, 26, 33 & 41 dans ma liste de publications). Un autre modèle alternatif fait l’hypothèse que l’énergie libérée par la source est uniquement sous forme électromagnétique (Blandford & Lyutikov, 2003). Nous avons calculé la forme des rémanences dans ce cas (référence 21 dans ma liste de publications). Dans le cadre du modèle le plus standard, nous avons calculé l’effet d’un profil de densité “réaliste” dans le milieu extérieur (référence 19 dans ma liste de publications). De manière générale, nous avons proposé plusieurs tests pour distinguer les sites et mécanismes d’émission dans les sursauts (références 25, 37, 39, 40, 45 & 46 dans ma liste de publications).
En ce qui concerne les sursauts gamma comme population cosmologique, nous avons été les premiers à montrer que le taux de sursauts gamma ne suivait pas le taux de formation stellaire : l’efficacité des étoiles à produire des sursauts gamma est plus élevée dans l’Univers jeune (référence 23 dans ma liste de publications).
Modelling gamma-ray bursts
Different contributions to the theoretical scenario described above have been made in our team at IAP: (1) we have studied the dynamical stability of the “central engine” (black hole+disk) and shown that it could survive long enough for the following steps in the scenario to operate. Our theoretical ideas have been verified using hydrodynamical simulations in general relativity in collaboration with J.A. Font-Roda, Univ. Valencia (references 1, 9, 11 & 15 in my publication list); (2) concerning the relativistic ejection phase, we have developed a toy model for a magnetized wind and constrained the physical conditions necessary to pruduce an ultra-relativistic jet (reference 8 in my publication list). During my postdoc at MPA, Garching, I have studied with H. Spruit the role of the magnetic field in gamma-ray bursts and in particular how magnetic dissipation (reconnection) could contribute in a significant way to accelerate the jet (references 5 & 6 in my publication list); (3) we have made many important contributions to the study of the prompt emission by internal shocks and have developed a very detailed model for this phase. We can simulate full synthetic bursts (lightcurves and spectra) and compare their properties to observations (references 2, 4, 14, 17, 24, 27, 29, 32, 34, 36 & 47 in my publication list). Since 2002, we have also studied the photospheric emission produced when the jet becomes transparent at the end of the acceleration phase, which is now observed by Fermi (references 10, 35, 42 & 44 in my publication list); (4) concerning the deceleration phase, we are working on a model which is slightly different from the most standard version where the afterglow emission is produced in the external shock. We assume that the reverse shock is radiatively dominant (references 3, 26, 33 & 41 in my publication list). Blandford & Lyutikov (2003) have proposed a more alternative model where the energy initially released by the central source is purely magnetic. We have computed the expected afterglows in this case (reference 21 in my publication list). In the framework of the most standard external shock model, we have computed the effect of a realistic profile for the density of the external medium (reference 19 in my publication list). More generally, we have proposed several tests to distinguish among the possible emission sites/mechanisms in gamma-ray bursts (references 25, 37, 39, 40, 45 & 46 in my publication list).
Regarding gamma-ray bursts as a cosmological population, we have been the first to prove that the gamma-ray burst rate was not following the stellar formation rate : the efficiency of stars to produce gamma-ray bursts is larger in the early Universe (reference 23 in my publication list).
Autres travaux reliés aux sursauts gamma
Nous participons activement au projet de satellite franco-chinois SVOM, qui sera lancé vers 2020 et sera consacré à l’étude multi-longueurs d’onde des sursauts gamma et de leurs rémanences, avec un accent sur la recherche de sursauts très distants (voir les différents liens sur le projet SVOM).
Other works related to gamma-ray bursts
We are also participating actively in the preparation of the French-Chineze sateliite SVOM, to be launched ~2020. This mission is devoted to the multi-wavelength study of gamma-ray bursts and their afterglows, with a special interest in detecting very distant bursts (see the specific links on SVOM).
Collaborateurs principaux / Main collaborators
Robert Mochkovitch (IAP) & Elisabeth Vangioni (IAP)
Romain Hascoët (Columbia), Zeljka Bosnjak (Univ. Rijeka), Sylvain Guiriec (GSFC), Frédéric Piron (LUPM), Stéphane Goriely (ULB), Andrei Beloborodov (Columbia), Guillaume Dubus (IPAG), Joe Silk (IAP), Keith Olive (Univ. Minnesota)
Former collaborators: Emmanuel Rollinde (IAP), Franck Genet, Lucas Z. Uhm (UNLV), Elena Rossi (Obs. Leiden), John Eldridge (IoA), Toni Font (Univ. Valencia), M.A. Perez-Garcia (Univ. Salamanca), Henk Spruit (MPA).
Frédéric Daigne: Recherche / research
grande variabilité de l’émission pendant sa brève durée. On peut également noter qu’à son maximum, le sursaut est si brillant qu’il sature entièrement le détecteur.
prouver que les sursauts gamma sont produits dans des galaxies extrêmement lointaines et qu’ils sont donc intrinsèquement exceptionnellement brillants.
(numéro 5 du schéma) qui parcourt le jet. Une surface de discontinuité (numéro 6 du schéma) marque la frontière entre le milieu extérieur choqué et le jet. La rémanence est produite pendant cette phase de freinage. A la toute fin de son évolution (étape 8 du schéma), le jet devient non-relativiste, s’évase et on obtient sur le long terme un objet peu différent d’un reste de supernova. Note: sur ce schéma, l’ordre de grandeur des distances est donné sur le côté gauche, par le logarithme de la distance en mètres (9 correspond donc à 1 milliard de mètres).