Intérêt et méthode de l'observation
de l'émission visible du GRB 030329

Alain KLOTZ
le 26 mai 2003

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Ce texte à pour but d'inciter les astronomes amateurs à effectuer des images de l'afterglow du GRB030329 au cours du mois d'avril 2003. Le but est d'utiliser des télescopes de D>=50 cm munis de caméra CCD et d'un filtre R (ainsi que V et I si possible). La procédure consiste à accumuler des images pour produire une image par nuit avec un temps de pose équivalente à 1 heure. Ce n'est pas très astreignant en volume d'heures à observer. Je me propose de centraliser les images afin d'en tirer les magnitudes et de transmettre les mesures aux instituts qui les exploiteront (GCNC, etc.). Une telle campagne de mesure a déjà menée précédament à une échelle plus petite. Un circulaire GCNC a été publié.

1. La détection des sursauts gamma (GRB)

Depuis le début des années 1970, les satellites munis de détecteurs de photon de haute énergie détectent, de temps en temps, des bouffées de rayonnement gamma. Ces bouffées sont communément appelées sursauts gamma, notées GRB (Gamma Ray Burst). Les GRB durent généralement moins d'une minute. La technologie actuelle des détecteurs gamma ne permet pas localiser précisément la direction d'où ils viennent. Depuis quelques années, ces satellites sont adjoints de caméras à rayon X qui permettent aussi d'observer les GRBs. Les caméras X permettent une localisation de l'ordre de quelques minutes d'arc. Dans ce contexte, les satellites actuels (principalement HETE (High Energy Transient Explorer) et Integral) sont munis de systèmes qui déterminent la position des GRB en quelques secondes. Ces positions (on parle de localisation) sont envoyées immédiatement sur Terre.

2. L'émission optique des GRB

En 1997, la première détection de la contre partie optique d'un GRB a été détecté avec un grand télescope par Van Paradij. Ensuite, de nombreux petits télescopes automatisés à pointage rapide ont été mis en service afin d'enregistrer l'émission visible le plus proche possible du moment du GRB. L'émission visible est de deux types: l'émission prompte et l'émission retardée. L'émission prompte est liée au phénomène GRB lui même alors que l'émission retardé, dénommée afterglow en anglais, serait liée aux phénomènes physiques engendrés par le GRB. Très peu d'émissions promptes ont été observées. En général, l'observation optique concerne donc le phénomène d'afterglow. Cliquer ici pour lire des infos diverses sur les GRBs.

3. Qu'est-ce que GRB 030329

Le 29 Mars 2003 vers 11h37min TU a été enregistré un très fort GRB par le satellite HETE. La figure suivante montre l'évolution temporelle du flux gamma.


L'afterglow a été trouvée par K. Torii avec IKEN, un télescope de 0.25-m f/6.8 à 12h52m09s TU avec une image CCD non filtrée. La magnitude était de 13 environ. Les coordonnées de l'afterglow sont :
Ra : 10:44:50.0   Dec: 21:31:17.8   (J2000)
L'image suivante montre l'afterglow observé 61 heures après le GRB par mes soins (télescope de 20 cm, 6min de pose). La magnitude est estimée à R=17.2.



Enfin, le 30 mars au matin, un spectre a été fait au VLT, montrant les raies du magnésium à 2853 et 2800 Angströms décalées de z=0.1685. Il s'agit d'un très faible décalage comparé aux valeurs habituelles (z>1). Cela signifie que le GRB est l'un des plus proches jamais observé.

4. La décroissance de lumière de l'afterglow

Au jour où j'écris ces lignes, on dispose de nombreuses observations photométriques. L'une des théories expliquant le phénomène GRB repose sur l'explosion d'une supernova associée au GRB. Ainsi, il A. Zeh, S. Klose et J. Greiner ont proposé que le modèle de supernova prédit un comportement singulier de la courbe de lumière pour une période allant de 10 à 30 jours après le GRB. Les deux figures ci-dessous montrent les graphes proposés par les auteurs:


On remarque que les observations actuelles montrent des saut de lumières dans une phase où n'en attend guère. De telles variations ont déjà été enregistrées dans d'autres afterglows. Néanmoins, on remarque qu'il va falloir observer l'afterglow entre le 10ième et le 30ième jour car la présence d'une supernova se caractériserait alors facilement. Cela correspond à tout le mois d'Avril 2003.

5. Rôle des amateurs

Au cours du mois d'avril, il va falloir couvrir des mesures le plus régulièrement possible. Il est possible que les temps de "Target Opportunity" se fassent rares sur les gros télescopes à mesure que le temps va passer. De plus, la longitude 0 degrés est moins couverte que la zone de longitudes allant de Hawaï à la côte est des Etats-Unis. Certes, il y a les Canaries et Calar Alto, mais ils n'auront pas nécessairement 30 nuits de beau temps ! le rôle des amateurs sur le territoire français n'est donc pas annectodique mais peut être utile.

6. Comment observer ?

La magnitude R va passer de 20 à 21 au cours du mois d'avril si une supernova est présente. Sinon, la magnitude devrait atteindre 22.5 à la fin du mois. Il sera donc très simple de remettre en cause ou non le modèle de supernova associée. Sur le territoire Français, il existe de nombreux télescopes de diamètres supérieurs à 50 cm. Ces télescopes sont capables d'observer des champs jusqu'à la magnitude 21 avec des caméras CCD. Il ne faut pas se décourager devant de telles magnitudes, d'autant que l'afterglow est actuellement plus brillant d'une magnitude par rapport à la prédiction.

6.1. Acquisition des images

La méthode est simple: il faut faire des images pour atteindre la magnitude R=21, voire plus si possible. Cela semble jouable en compositant des images pour obtenir un temps de pose équivalent à 1 heure. Enfin, comme le montre les graphes du paragraphe précédent, il est INDISPENSABLE d'acquérir des images filtrées. Au moins en rouge (filtre R) puis I et V si c'est possible. Toute image non filtrée n'a pas d'utilité. Autant rester couché !

6.2. Mesure des magnitudes

Un champ calibré photométriquement, centré sur l'afterglow, a été réalisé par A. Henden (USRA/USNO). Le fichier texte des magnitudes peut être téléchargé à l'adresse :
ftp://ftp.nofs.navy.mil/pub/outgoing/aah/grb/grb030329.dat
Cela permet de faire de la photométrie différentielle sur le champ lui même. Néanmoins, je compte centraliser les images et effectuer des mesures cohérentes (même méthode). Ainsi, vous pouvez m'envoyer par mail à klotz@cesr.fr vos images prétraitées-compositées.

Merci de votre collaboration