Deux photos d'un même phare. L'une prise depuis un bateau qui navigue droit dans le faisceau, l'autre depuis la côte, où le faisceau n'effleure que le bord du ciel. À partir de ces deux clichés, on peut reconstituer comment la lumière du phare est répartie selon les angles, sans même s'en approcher. C'est à peu près ce que des astronomes ont fait avec deux sursauts gamma qu'ils considèrent comme des jumeaux.

Le premier sursaut, GRB 090510, a été capté en 2009. Il était brillant comme un phare de voiture en pleine figure : nous le regardions presque exactement le long de son jet. Le second, GW170817, est né de la fusion de deux étoiles à neutrons en 2017 et s'est révélé un million de fois plus faible. Pendant longtemps, on n'a pas compris pourquoi : soit nous le voyons de côté, soit le jet lui-même est structuré de manière inhomogène.

Les auteurs de la nouvelle étude ont supposé qu'il s'agit du même type de système, simplement vu sous des angles différents : le premier le long de l'axe, le second sous un angle d'environ 20 degrés. Ensuite, ils ont fait un pas inattendu : ils ont abandonné le décalage Doppler habituel, qui fonctionne pour une source ponctuelle. Au lieu de cela, ils ont considéré un cône d'émission rempli de matière. Pour un tel cône, la brillance que nous observons ne dépend que de la quantité d'énergie émise dans notre direction, et la couleur du sursaut dépend de la vitesse de la matière en ce point. Cela a permis de comparer les deux sursauts sans aucun paramètre libre.

À partir du rapport des énergies (7.45±1.41)×10^5 et des énergies de pic 36.4±9.8, on obtient un exposant n = 3.76±0.29. Cela signifie que l'énergie émise par unité d'angle solide croît comme la vitesse de la matière à la puissance 3.76. Cette valeur exclut quatre modèles de structure de jet populaires à des niveaux allant de 4.7σ à 13σ : le flux homogène sans structure d'énergie, la structure uniquement par charge baryonique, le jet structuré minimal et le cône homogène vu par la tranche.

En utilisant deux points d'ancrage issus de la littérature, le facteur de Lorentz du cœur de GRB 090510 (au moins 1200) et l'angle d'observation de GW170817 (19 à 25 degrés), l'inclinaison a été convertie en profil angulaire. Il s'avère qu'en dehors du cœur, avec un demi-angle de 2 à 5 degrés, l'énergie décroît comme l'angle à la puissance −7.4, et sur la ligne de visée, la vitesse de la matière correspond à un facteur de Lorentz de 33. Le même profil donne le rayon où naît l'émission gamma : 2.7×10^13 centimètres. Cela explique 0.41 seconde du délai de 1.74 seconde entre les ondes gravitationnelles et le sursaut gamma ; le reste est le temps qu'il a fallu au jet pour percer l'enveloppe de matière éjectée lors de la fusion.

Auparavant, pour connaître la forme d'un jet, il fallait suivre son rémanence pendant des mois et faire des hypothèses sur la densité du gaz environnant. Désormais, deux spectres instantanés ont suffi. La faiblesse de GW170817 n'est pas due au fait que nous observons un cœur brillant de côté, mais à une propriété intrinsèque du jet : sur notre ligne de visée, la matière émet simplement moins d'énergie. Cela change notre vision des sursauts gamma courts et de leur lien avec les fusions d'étoiles à neutrons. Le phare qui semblait faible éclaire en réalité différemment, et nous savons maintenant comment.