Sursaut gamma GRB990123, image prise par le télescope spatial Hubble, le 23 janvier 1999
Les sursauts gamma ou sursauts de rayons gamma (en anglais, gamma-ray bursts, abrégé en GRB) sont des bouffées de photons gamma qui apparaissent aléatoirement dans le ciel. Ils sont situés à de très grandes distances de la Terre, et sont de ce fait les évènements les plus lumineux de l’Univers, après le Big Bang.
Les premières détections de sursauts gamma ont eu lieu en 1969 par les satellites militaires américains de la série Vela, chargés de contrôler l’application du traité portant sur l’interdiction des tests atomiques atmosphériques. Ce n’est qu’en 1973 que cette information a été rendue publique, ouvrant un nouveau champ de recherche astronomique. Jusqu’à la fin des années 1980, on n’a su que très peu de choses de ces phénomènes : ils sont imprévisibles, leur éclat est très variable et leur spectre non thermique. Ce sont les expériences françaises PHEBUS et américaine BATSE qui ont apporté la première grande avancée majeure : les sursauts gamma se répartissent en deux groupes distincts. La classification proposée se base sur la durée de l'évènement et ses propriétés spectrales : des sursauts courts (dont le maximum d'émission est à très haute énergie) et des sursauts longs (qui ont un maximum spectral à plus basse énergie, typiquement vers 100 keV). Si la durée des premiers ne dépasse pas deux secondes (elle est plus typiquement de l’ordre de quelques dixièmes de secondes), les seconds peuvent être observés dans le ciel pendant quelques secondes, voire quelques minutes. Les plus longs ne sont cependant observables que pendant une vingtaine de minutes, ce qui explique la grande difficulté de leur localisation précise. Ils se répartissent de façon isotropique sur la sphère céleste, ce qui favorise une origine extragalactique.
La seconde grande découverte fut le fait de BeppoSAX, un satellite italo-hollandais équipé d'un détecteur de rayonnement gamma mais aussi d'un détecteur de rayons X avec une résolution spatiale plus grande, permettant ainsi de « pointer » vers la source gamma supposée. Ce satellite observa pour la première fois une émission rémanente (c'est-à-dire une imagerie spatiale beaucoup plus prolongée de la source sur d'autres longueurs d'ondes que celle du rayonnement gamma) aux sursauts gamma le 28 février 1997. C’est grâce à ces observations et aux suivantes (BeppoSAX a observé plusieurs dizaines de sursauts gamma) que notre compréhension du phénomène des sursauts gamma a progressé.
Depuis la fin de la mission de BeppoSAX, d'autres satellites ont été lancés : HETE-2, et Swift. Lancé en 2004, ce dernier est équipé d'une roue à inertie qui permet un pointage très rapide de ses deux instruments d'imagerie X et optique. Il permet de ce fait d'observer l'émission rémanente du sursaut dans les premières minutes alors que le délai était sensiblement plus long avec les méthodes jusqu'alors utilisées. Le comportement de cette émission rémanente a pu être ainsi précisé : après une première phase de décroissance rapide, existe un plateau, puis une nouvelle décroissance au bout de quelques heures. L'interprétation de cette évolution en trois phases reste problématique.
Les sursauts gamma sont liés aux stades ultimes de l’évolution stellaire et aux trous noirs. Les disparités observées entre les sursauts longs et les sursauts courts ont conduit depuis longtemps à penser que l’astre à l’origine du sursaut gamma, le progéniteur, devait être en fait de deux natures différentes.
On pense depuis 1998 que les sursauts longs (les plus étudiés) sont liés à la mort d’étoiles massives. Ce fait a été confirmé par l’observation de plusieurs sursauts gamma associés à des supernova de type Ib/c en 2003. Si on ne sait pas encore clairement pourquoi toutes les étoiles massives ne produisent pas de sursaut gamma, on est certain en revanche que certaines étoiles massives produisent des sursauts gamma, et que ces sursauts nous sont visibles uniquement parce que nous nous trouvons dans la ligne de visée d’un jet de matière éjectée à des vitesses fantastiques (de l’ordre de 99,995 pour cent de la vitesse de la lumière). C’est le choc de cette matière avec le milieu interstellaire qui produit l’émission rémanente. On suppose que ces jets sont produits par un trou noir en formation lors de la mort de l’étoile massive.
La nature des sursauts courts a été plus mystérieuse pendant longtemps. C’est finalement en 2005, grâce à des observations de HETE-2 que la position précise d’un sursaut court a pu être obtenue . Grâce à elle, il a été possible de montrer que les caractéristiques des galaxies contenant les sursauts gamma courts sont très différentes de celles des galaxies contenant les sursauts gamma longs. Ceci a privilégié l’hypothèse que le progéniteur des sursauts courts n’est pas une étoile massive mais une binaire contenant des objets compacts (étoile à neutrons ou trou noir). Ces binaires rayonnent de l’énergie sous forme d’ondes gravitationnelles et peu à peu se rapprochent. Lorsqu’ils deviennent trop proches l’un de l’autre, les objets compacts fusionnent, donnant naissance à un trou noir. C’est cette naissance qui serait annoncée à travers l’Univers par un bref flash de photons gamma.
Les sursauts gamma longs sont directement liés aux étoiles, et il est possible d’étudier la formation des étoiles à partir de l’étude des sursauts gamma. La luminosité qui les caractérise permet en effet de les détecter jusqu’aux confins de l’Univers. Or, une propriété remarquable de la lumière est sa vitesse finie : les photons que nous recevons des sursauts gamma les plus lointains ont été envoyés il y a plus de 10 milliards d’années (le temps qu’ils ont mis pour nous rejoindre), et nous montrent l’Univers tel qu’il était à ce moment-là. Nous pouvons dès lors étudier ces époques révolues et mieux comprendre comment se sont formées les étoiles anciennes, comment elles ont évolué et comment elles ont influencé le contenu de l’Univers. L'immense avantage des sursauts gamma par rapport aux autres méthodes de détection d'objets lointains est la forte luminosité du phénomène. Le sursaut le plus lointain détecté en 2009 (GRB 090423) a émis sa lumière il y a près de 13,035 milliards d'années, à un moment où l'univers n'avait que 630 millions d'années.
Le modèle le plus souvent utilisé pour expliquer le phénomène des sursauts gamma se nomme le modèle de la boule de feu. Dans ce modèle, un progéniteur va expulser de la matière à des vitesses ultra relativistes. Cette matière est composée presque uniquement d’électrons. L’énergie contenue dans les autres particules (protons) est en quelque sorte piégée, et donc perdue pour produire du rayonnement (on pense toutefois que ces protons accélérés font partie des rayons cosmiques observés par les astrophysiciens, voir le paragraphe ci-dessous).
La boule de feu n’est pas quelque chose d’homogène. Outre le fait qu’elle doive avoir une géométrie (on parle de jets de particules focalisés dans notre direction), l’éjection n’est pas continue mais se fait par spasmes : la « boule de feu » est composée de couches successives, qui voyagent chacune à une vitesse différente correspondant à des facteurs de Lorentz compris entre 50 et 500, c'est-à-dire très proche de la vitesse de la lumière. Lorsque deux couches se rejoignent (la plus rapide rattrapant l’autre), cela forme un choc semi-relativiste dit interne à l'origine d'une brusque émission de photons gamma. C’est cette course poursuite des diverses couches de matière qui est responsable de l’émission prompte, avec sa grande variabilité temporelle correspondant à une multitude de chocs internes.
La boule de feu, lors de son expansion, va également balayer le milieu environnant le progéniteur du sursaut. Un choc dit ultra-relativiste se forme. Lors de cette interaction, la boule de feu est freinée par le milieu, et va se mettre à rayonner de l’énergie à toutes les longueurs d’onde. Ce rayonnement est l’émission rémanente.
À ces deux mécanismes se rajoutent d’autres composantes liées à la dynamique des fluides choqués (une onde de choc en retour se propage par exemple dans les parties internes de la boule de feu lors de l’interaction avec le milieu externe) ou à la mécanique quantique (tel que des composantes inverse Compton), qui compliquent l’étude globale du rayonnement de la boule de feu. Cependant, puisque l’émission rémanente est due à l’environnement du progéniteur, c’est l’étude de cette émission qui est privilégiée pour connaître les conditions régnant autour des étoiles responsables des sursauts gamma.
Ce mécanisme global n'explique pas comment est produit le jet de matière à l'origine de la boule de feu, et plusieurs explications sont possibles. Parmi elles, une forte rotation stellaire semble être nécessaire pour que le jet issue des zones centrales de l'étoile massive puisse percer l'enveloppe stellaire et être observable. Il faut noter également que l'essentiel de l'énergie des sursauts gamma est émise sous forme d'ondes gravitationnelles et de neutrinos.
Les sursauts gamma font partie des rares objets astrophysiques capables d'accélérer des particules jusqu'à des énergies supérieures à 10 eV, au même titre que les Noyaux Actifs de Galaxies ou les vents de pulsars. Ils pourraient apporter une solution au problème de la génération et de l'origine des rayons cosmiques de ultra-haute énergie qui sont observés dans l'environnement terrestre. Même si de nombreuses questions non résolues subsistent quant aux détails des processus d'accélération, il semble que les processus d'accélération de Fermi relativistes soient les plus efficaces (voir, par exemple, ou ). Plusieurs possibilités sont envisagées et l'accélération des particules peut se produire en avant du jet, c'est-à-dire au voisinage du choc externe ultra-relativiste, mais également à l'intérieur même du jet dans les chocs internes ou bien sur les côtés du jet (modèle d'accélération sans choc). Seules des observations plus fines dans le domaine gamma (MeV - TeV) permettront d'affiner les différents modèles qui restent tous très dépendants de la structure du champ magnétique (intensité et niveau de turbulence) au sein de ces objets.