Magnétar : un tsunami électromagnétique frappe notre système solaire

En fait, le rayonnement était si intense que tous les satellites équipés de détecteurs X ou gamma ont vu leurs équipements électroniques saturés au moins momentanément, même ceux des missions dont le but est justement d'observer ces sursauts gamma. L'événement du 27 Décembre 2004 a en effet été au moins 10 000 fois plus puissant que les sursauts usuels, seuls deux événements comparables avec celui-ci ayant été enregistrés par le passé le 5 Mars 1979 et le 27 Août 1998. Mais même le plus puissant d'entre eux, celui de 1998, n'était rien par rapport au sursaut du 27 Décembre qui a été au moins 100 fois plus puissant.

Une infime partie de l'énergie émise nous a touchés

Cependant, pour réellement saisir l'aspect titanesque de ce flux énergétique, il est crucial de comprendre que ce qui nous est parvenu n'est qu'une infime partie de toute l'énergie émise. En effet, bien qu'ils n'ont pas été capables de mesurer complètement l'intensité qui leur parvenait, puisqu'elle dépassait de très loin leurs capacités, tous les détecteurs spatiaux ont néanmoins pu enregistrer le moment où ils étaient touchés par le maximum du sursaut, la plus grande partie de l'énergie étant concentrée dans les deux dixièmes de seconde qu'a duré le pic le plus important de la vaguevague. Ainsi, en recoupant les données des divers détecteurs en orbite ou au sol, les scientifiques ont pu démontrer par triangulationtriangulation, ne laissant pas la moindre place au doute, que la source de toute cette énergie, sorte de tsunamitsunami électromagnétique, est un objet unique situé à plusieurs dizaines de milliers d'années-lumières du système solaire, SGR 1806-20. De fait, cette source gamma, située vers le Centre GalactiqueCentre Galactique dans la ConstellationConstellation du Sagittaire, était déjà connue depuis plus d'une vingtaine d'années comme un "Soft Gamma RepeaterRepeater", acronyme anglo-saxon signifiant qu'il s'agit d'une source émettant de temps en temps des bouffées de rayonnement gamma de haute énergie, mais dont l'énergie par photonphoton reste faible pour ce type de rayonnement (d'où le "soft" 1).

Or, l'étude de ce SGR par le passé a déjà permis de montrer qu'il s'agit d'une étoileétoile qui, même en dehors des périodes de sursauts, émet un rayonnement X fort important. Ainsi, malgré l'apparente "platitude" du front d'onde dans le Système Solaire, tout porteporte à croire que l'énergie a été émise de manière quasi-isotropeisotrope, une sorte de sphère de rayonnement gamma, le flux étant presque le même dans toutes les directions. Si l'onde sphérique nous paraît plane, c'est uniquement car nous n'en discernons qu'une très faible partie, la source étant très éloignée de nous. Connaissant la distance qui nous sépare de la source et le flux qui nous parvient, on peut alors estimer l'énergie totale émise par cette étoile, et il s'avère qu'en moins d'une seconde elle a émis une énergie au moins supérieure à celle que le SoleilSoleil émet en 250 000 ans ! 2 Autrement dit, si le rayonnement émis l'avait été avec une longueur d'ondelongueur d'onde visible à l'oeil nu, l'étoile nous aurait momentanément semblé plus brillante que la pleine Lunepleine Lune. Mais malgré le caractère surprenant de tous ces nombres, les astrophysiciensastrophysiciens disposaient déjà de modèles théoriques à même de les expliquer et confortés par diverses observations. En effet, en 1992, deux astrophysiciens, Christopher Thompson et Robert Duncan, avaient proposé d'expliquer les SGRs à l'aide d'un nouveau type d'étoiles à neutronsétoiles à neutrons dont le champ magnétiquechamp magnétique serait encore plus gigantesque que celui des étoiles à neutrons usuelles : les magnétarsmagnétars. Or, leur modèle permet également d'expliquer des sursauts aussi intenses que celui du 27 Décembre.

Les étoiles à neutrons et l'effet dynamo

Les étoiles à neutrons sont les résidus compacts issus de l'effondrementeffondrement du coeur de ferfer des étoiles massives en fin de vie. Lorsque s'effondre ce coeur, la photodissociation des noyaux, les captures électroniques (réactions au cours desquelles un protonproton plus un électronélectron donnent un neutron plus un neutrino), la conservation du moment angulairemoment angulaire et celle du flux magnétique donnent naissance à un objet chaud, dense, en rotation rapide et doté d'un très fort champ magnétique : une très jeune étoile à neutron. Une telle étoile est principalement composée de neutrons, protons, électrons et neutrinosneutrinos, rassemblant une massemasse égale environ à 1,5 fois celle du Soleil dans un rayon d'une dizaine de kilomètres. Cette étoile à neutrons va très rapidement se refroidir, perdant en quelques secondes son contenu en neutrinos, sa surface devenant par ailleurs une sorte d'écorce rigide formée d'un réseau coulombien de noyaux, quelque chose de très analogue aux solidessolides ordinaires. Mais avant que l'écorce ne se rigidifie, la haute température de l'étoile à neutrons implique l'existence de mouvementsmouvements complexes du plasma qui la compose, des "mouvements convectifsmouvements convectifs", sortes de va-et-vients circulaires similaires à ceux observés dans de l'eau en train de bouillir.

Or, si l'étoile, qui peut faire plusieurs tours sur elle-même chaque seconde, est en rotation suffisamment rapide, la convection donne naissance à ce que l'on nomme "l'effet dynamoeffet dynamo", dans lequel les déplacements des particules chargées du plasma génèrent un champ magnétique intense. Cet effet dynamo, qui existe également au coeur du Soleil ou de la Terre, disparaît au fur et à mesure du refroidissement, le champ se trouvant "gelé" dans une configuration donnée lorsque l'écorce devient rigide. Ainsi, une étoile à neutrons usuelle possède un champ magnétique dont la valeur à la surface est typiquement de l'ordre de 100 millions (10⁸) à 1000 milliards (10¹³) de Gauss, le champ magnétique terrestrechamp magnétique terrestre étant seulement de l'ordre de 1 Gauss et les champs les plus intenses créés en laboratoire de l'ordre de 450 000 G.

Toutefois, Thompson et Duncan découvrirent qu'il était envisageable que, dans certaines étoiles à neutrons, l'effet dynamo ait le temps de générer des champs magnétiques 1000 fois plus intenses que ceux observés dans les étoiles à neutrons usuelles (via le phénomène de pulsarpulsar), c'est-à-dire jusqu'à 10¹⁶ G. Des champs aussi puissants impliqueraient l'existence de tensions énormes dans l'écorce de l'étoile à neutrons, ce qui résulterait regulièrement en des "tremblements d'étoiles à neutrons". Ces réorganisations locales de la matièrematière se produiraient lorsque celle-ci cèderait sous l'effet du champ magnétique et chercherait à atteindre un état où l'énergie magnétique serait plus faible. Selon le modèle de Thompson et Duncan, de telles brusques secousses des jeunes étoiles à neutrons fortement magnétisées pourraient être à l'origine des sursauts gammas liés aux SGRs, une partie de l'énergie magnétique étant alors expulsée sous forme d'un intense rayonnement. Ainsi, ces sursauts gammas seraient très semblables aux éruptions solaireséruptions solaires, phénomène qui comme les fameuses taches solairestaches solaires, tire son origine de l'activité magnétique du Soleil et est observé sur Terre sous la forme d'aurores boréalesaurores boréales.

De plus, le champ magnétique des étoiles à neutrons magnétisées étant responsable de leur ralentissement (phénomène du "phare" qui donne son nom aux pulsars, les "pulsating stars"), Thompson et Duncan montrèrent que si ils existaient, les magnétars ralentiraient beaucoup plus rapidement que les pulsars usuels. En conséquence de quoi, ils n'émettraient pas un rayonnement électromagnétique semblable à celui émis par les pulsars traditionnels, lequel résulte de la conversion d'énergie cinétiqueénergie cinétique en rayonnement, mais seraient plutôt sources d'un rayonnement lui aussi issu de l'effet de leur fort champ magnétique sur la matière interne et/ou arrachée à leur écorce. Ainsi, ces magnétars pourraient également expliquer ce que l'on connaît sous le nom de "Anomalous X-ray Pulsar", des pulsars qui émettent un rayonnement X tout en étant isolés, alors que les pulsars X usuels émettent dans cette partie du spectrespectre uniquement grâce à leur présence dans un système binairesystème binaire et à l'accrétionaccrétion, à leur surface, de matière arrachée à leur compagnon. Les AXPs ne seraient que de jeunes magnétars.

En outre, Thompson et Duncan affirmèrent que les jeunes magnétars pouvaient également expliquer le phénomène des SGRs les plus intenses (tels celui du 27 Décembre 2004), encore une fois grâce à leur fort champ magnétique. L'idée est que les plus importants sursauts témoigneraient d'un brusque réarrangement global (et non plus local) de la structure magnétique de l'étoile, plusieurs noeudsnoeuds du champ magnétique, fixés à l'écorce du magnétar, cédant soudain sous l'effet de la forte pressionpression magnétique. Ce processus de réarrangement magnétique, connu sous le nom de "reconnexion magnétiquereconnexion magnétique", mènerait, par un changement de topologie du champ magnétique, à un état d'énergie magnétique moindre, le surplus étant alors éjecté sous la forme d'une gerbe très énergétique.

Cette hypothèse, qui fut d'abord accueillie avec scepticisme, semble d'autant plus en voie d'acceptation que l'on a effectivement observé divers phénomènes prédits par le modèle, en particulier au cours du sursaut du 27 Décembre. Par exemple, il s'avère que pour les SGRs, on observe que le rayonnement global est composé d'un pic gamma très énergétique et bref, suivi d'une longue émissionémission X dont l'intensité décroît lentement. Dans le cas du 27 Décembre, il s'est agi d'un pic de duréedurée 0,2 seconde, suivi d'une "queue" moins intense qui a durée 380 secondes. Or, cette deuxième partie du rayonnement présente une modulationmodulation très rapide et régulière qui s'explique très simplement dans le modèle des magnétars mais reste difficile à expliquer d'une autre manière : il ne s'agirait de rien de plus qu'un effet de la rotation de l'étoile à neutron sur elle-même. Cette caractéristique du modèle et du rayonnement des SGRs a été l'un des premiers grands arguments en faveur des magnétars lorsqu'en 1998, il a été montré que, hors époque de sursauts, la source SGR 1806-20 a une période de rotationpériode de rotation identique au temps typique de modulation du rayonnement émis lors des sursauts.

De plus, le modèle de reconnexion magnétique dans les jeunes magnétars prédit l'existence de l'équivalent de l'éruption solaire pour la magnétar, c'est-à-dire l'éjection d'une "boule de feufeu" qui accompagne le rayonnement proprement dit. Cette "boule de feu" ne serait presque pas composée de matière, la seule contribution matérielle provenant de la matérialisationmatérialisation de photons sous la forme de paires électrons-positronspositrons. Or, du fait du très intense champ magnétique, le modèle des magnétars prédit qu'un telle "boule de feu" devrait rester piégée dans les environs de l'étoile (comme dans une bouteille magnétique), jusqu'à évaporation de la boule après que les particules chargées, accélérées par le champ, ont rayonné toute leur énergie et se sont annihilées. Et justement, le rayonnement associé à un tel phénomène correspond bien à la "queue" observée après le pic principal, la durée de ce dernier (0,2 seconde pour l'événement du 27 Décembre 2004) étant par ailleurs en accord avec le temps nécessaire pour une reconnexion magnétique d'un champ de l'ordre de 10¹⁵ G. Qui plus est, cette autre prédiction du modèle semble avoir été confirmée par les observations qui suivirent le 27 décembre. En effet, l'observation continue de la "queue décroissante" du rayonnement a montré que cette part du rayonnement de SGR 1806-20 était en accord avec un modèle selon lequel une boule de feu, en expansion à environ un tiers de la vitesse de la lumièrevitesse de la lumière, de durée de vie finie et située dans un fort champ magnétique, serait responsable de cette seconde partie de l'émission électromagnétique. Mais étant donné la complexité du phénomène, il est probable que le débat est loin d'être clos même si l'existence des magnétars ne semble plus faire le moindre doute.

Le sursaut dont ont été témoins les nombreux détecteurs X et gamma restera donc un événement majeur de l'astrophysiqueastrophysique du début du XXIème siècle. L'analyse des données récoltées permettra aux chercheurs de mieux contraindre et tester leurs modèles, et ils vérifieront ainsi leur compréhension d'objets astrophysiques aussi exotiquesexotiques que les magnétars. Cependant, malgré le caractère aussi extraordinaire de ce sursaut gamma, le modèle des magnétars laisse suggérer que de tels événements seraient monnaie courante dans l'UniversUnivers. Si tel est réellement le cas, et c'est probablement vrai étant donné le bon accord entre modèle et observations, l'étude des magnétars devrait grandement profiter du lancement en novembre dernier de la mission SWIFTSWIFT sur laquelle les astrophysiciens laissent reposer beaucoup d'espoir. Avec l'observation d'un événement aussi remarquable que celui du 27 Décembre 2004, SWIFT semble avoir bien engagé sa carrière et l'on peut donc raisonnablement espérer avec eux qu'il nous permettra d'observer des phénomènes encore plus surprenants.

1 R. Duncan, l'un des inventeurs des "magnétars", fait remarquer à juste titre qu'il serait mieux venu d'appeler les "soft gamma repeaters" des "hard X-ray flashers", mais il est impossible de changer le nom qui leur a été donné historiquement à une époque où le phénomène était incompris et leurs observations noyées dans celles des "gamma ray bursts".

2 A titre de comparaison, les SGRs habituels émettent en une seconde une énergie seulement équivalente à celle que le Soleil émet en un an.