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La diversité des étoiles

llustration du flash bipolaire émis par une étoile compacte en rotation et fortement magnétisée. Document T.Lombry.

Les pulsars (VI)

Déjà conçus théoriquement depuis les années 1930 par J.Oppenheimer, le premier pulsar fut découvert en 1967 par Jocelyn Bell de l'équipe d'Anthony Hewish de Cambridge (GB). Il s'agissait de PSR B1919+21 alias CP 1919+21 qui présente une période de 1.337301192 seconde.

Le plus connu des pulsars est PSR B0531+21 situé dans M1, la nébuleuse du Crabe[18]. C'est le seul visible optiquement à la magnitude 16. Jusqu'en 1968, l'astre était considéré comme une étoile variable, CM Tauri. Il s'agit en fait d'un pulsar milliseconde (voir plus bas).

Les pulsars sont des étoiles neutrons fortement magnétisée dont la masse ne dépasse pas la masse de Chandrasekhar, soit ~1.4 M[19]. Pour une étoile moins massive et stable comme les pulsars, l'effondrement gravitationnel a porté leur diamètre à environ 20 km !

Dans le cas du pulsar du Crabe, en se basant sur sa période de rotation (ρ > 3π/GP2), on obtient une densité (masse volumique) d'environ 108 g/cm3, soit 100 millions de fois supérieure à celle de l'eau !

Du fait de leur petite taille et de la conservation du moment angulaire que nous venons d’évoquer, les pulsars sont en rotation rapide sur eux-mêmes, leur période de rotation variant entre une fraction de seconde pour les pulsars millisecondes et 10 secondes pour les plus lents (nous verrons plus bas qu'il existe des magnétars encore plus lents).

Les pulsars présentent également la particularité d'émettre des jets de rayonnements très puissants à des intervalles très réguliers, ce qu'on appelle des pulses. Ce phénomène oscillant est à l'origine de leur nom, "Pulsating star". Très réguliers, il s'agit en fait de véritables horloges sidérales avec, pour le pulsar du Crabe une période de 33.4033474094000 ms pour les flashes radios et optiques. La dérive est voisine du millionième de seconde par an !

Ce rayonnement est provoqué par l'accélération de particules chargées jusqu'à des vitesses proches de celle de la lumière. Ces pulsations sont si intenses, rapides et stables que les chercheurs anglais crurent un temps avoir capté les signaux d'une intelligence artificielle, jusqu'à croire aux "Little Green Men", les "petits hommes verts"!

A lire : Pulsar properties, NRAO

Le pulsar du Crabe se situe au centre de M1, juste à droite de l'étoile centrale sur l'image du milieu prise en lumière visible. Ce pulsar s'est formé suite à l'explosion d'une supernova apparue en l'an 1054. Il s'agit d'une étoile neutrons d'une période de 0.0334s émettant sur toute l'étendue du spectre électromagnétique. Son rayonnement synchroton est canalisé par le champ magnétique et est émis de façon directive sous forme de pulses radios. Le pulsar mourra lorsqu'il aura dissipé toute l'énergie contenue dans son champ magnétique. Cliquer ici pour lancer une séquence montrant les fluctuations lumineuses au sein de la nébuleuse M1 provoquées par le pulsar du Crabe. Documents Palomar/AURA et ASU/NASA.

Quelle est l'origine de ces émissions radioélectriques si particulières ? Le rayonnement radio focalisé que l'on observe peut avoir deux origines. Soit on considère que ce rayonnement est émis par les pôles magnétiques, où le champ magnétique est le plus intense (107-1010 Gauss en surface contre 0.6 Gauss sur Terre), soit il provient d'une région où la vitesse des particules est la plus élevée. Le premier modèle est celui dit de la "calotte polaire", le second du "cylindre-lumière". Les pulsars émettent un rayonnement intense qui impose une succession de processus physiques si complexes, qu'aucune des deux théories ne fait l'unanimité parmi les chercheurs.

Dans tous les cas, animés de vitesses relativistes les électrons émettent un rayonnement synchrotron qui est focalisé dans la direction de leur mouvement. Dans le modèle dit de la “calotte polaire”, ce pinceau de lumière est canalisé par les lignes de forces du champ magnétique et s’échappe au-dessus des deux pôles magnétiques, là où le champ de force est ouvert et le plus intense.

A gauche un gros plan sur l'aspect d'un signal pulsé (flash), optique ou radio, et à droite les "blips", les pulses radios émises par le pulsar du Crabe avec une précision supérieure à celle d'une horloge atomique. Documents U.Harvard adaptés par l'auteur. 

En 1993, Joe H.Taylor et ses collègues avaient catalogué 558 pulsars, un nombre qui progressa ensuite rapidement. Ainsi, en 2013 on dénombrait plus de 2000 pulsars. Une estimation basée sur leur éclat et leur distribution indiquerait que la Voie Lactée en contiendrait quelque 100000, dont une bonne partie se trouveraient dans les amas d'étoiles. Mais ils ne sont visibles que si leur axe magnétique est incliné sur l'axe de rotation, ce qui contraint la Terre à se trouver dans leur direction. En outre, tous les pulsars n'émettent pas de flash visible, radio ou X. On y reviendra.

Le recyclage des pulsars

Comment meurt un pulsar ? Bêtement pourrait-on dire quand on la compare à la vie exotique qu’il a mené toute sa vie. En moyenne un pulsar dissipe près de 100000 fois plus d'énergie que le Soleil, ce qui ralentit progressivement sa rotation.

Dans l'exemple du très jeune pulsar du Crabe résidu de la supernova de 1054, l'étoile neutron présente un champ magnétique intense (1012 Gauss ou 108 teslas) et une vitesse de rotation très courte, 0.03 sec. Son taux de ralentissement est en revanche élevé. Son âge caractéristique[20] confirme qu'il s'agit d'un très jeune pulsar.

Le rayonnement d'un pulsar

Un document NASA/STSCI/HST (Mpeg de 1.1MB)

Progressivement, sur une période de quelques millions d'années sa vitesse de rotation ralentira pour finalement se rapprocher de la seconde. Ayant perdu abondamment d'énergie, son champ magnétique deviendra très faible pour atteindre quelque 10000 teslas. La conjugaison de ces deux phénomènes empêcheront ce pulsar d'émettre.

Lorsque sa température sera retombée et lorsque les électrons ne pourront plus être expulsés de la surface, ce pulsar s'entourera d'une magnétosphère pratiquement vide; on dit que le pulsar "meurt". L'astre finira par s'arrêter au bout de quelques centaines de millions d'années et se transformera en étoile neutron froide et sombre.

Un pulsar meurt mais il peut ressusciter !

Un jeune pulsar, né de l'explosion d'une supernova se situe en haut du diagramme. Il présente un champ magnétique très élevé et une courte période de rotation. Au cours du temps, le pulsar perd son énergie de rotation par effet magnétique. Si le pulsar est isolé, il finira par traverser la "ligne de mort" et s'éteindra après avoir perdu son champ magnétique. S'il appartient à un système double, il peut être "réactivé" en capturant le disque d'accrétion de son compagnon arrivé au stade d'étoile géante. Par transfert du moment angulaire, le pulsar recyclé acquiert une vitesse de rotation très élevée et il se déplace graduellement vers le bas et vers la gauche du diagramme. Si le recyclage dure suffisamment longtemps, le rayonnement X se transformera en pulses radios. Sa période de rotation est toutefois limitée par la "ligne d'accrétion maximale" au-delà de laquelle l'étoile ne peut plus maintenir la cohésion de ses éléments et explose. Cette fréquence maximale est d'environ 2000 Hz soit 2000 rotations/sec. Pour rappel 1 tesla = 10000 Gauss. Document T.Lombry adapté de Scientific American.

Les pulsars méritent une attention particulière car ils développent un champ gravitationnel et magnétique si intenses qu'ils appliquent en force les lois passionnantes de l'électromagnétisme et de la relativité d'Einstein. L'un d'entre eux, le pulsar milliseconde PSR B1913+16 découvert par Hulse et Taylor en 1974 est même en interaction avec ce qui semble être une étoile neutron provoquant une précession importante de l'orbite du pulsar et l'émission d'ondes gravitationnelles mais que nos instruments (LIGO notamment) n'ont pas encore détectés.

Le rayonnement émit par les pulsars subit un effet synchrotron intense, un effet Zeeman, Faraday et parfois Compton inverse suite aux interactions avec le champ magnétique tellement la température électronique du milieu est élevée. Ils ont nécessité une approche théorique très élaborée.

Les modèles théoriques proposés par les astrophysiciens n'ont pas encore la prétention de répondre à toutes les questions que soulèvent les observations. L'étude des pulsars confirme avec éloquence la rupture qui existe entre la théorie et la réalité. Les modèles n'expliquent pas par exemple l'émission d'un second signal moins intense ou la modification imprévisible du profil du signal. Le cas atypique de la "Veuve noire" ne peut s'appliquer aux pulsars dont le signal est interrompu durant plusieurs heures. Il y a quelques années encore, les pulsars millisecondes étaient considérés comme de très jeunes étoiles. Or il s'avère qu'il s'agit de vieilles étoiles "recyclées".

Les études réalisées à ce jour permettent seulement de définir les paramètres fondamentaux des pulsars tout en cherchant à les associer à l'évolution des étoiles (supernovae, naines, etc.). Malgré l'incertitude et quelquefois l'incohérence des modèles avec la réalité, ces théories permettent de prédire leur évolution générale[21].

La famille des pulsars

De nombreux pulsars ont été associés à des émissions de rayonnements visibles ou invisibles qui ont provoqué la fluorescence des nébuleuses qui les entoure quelquefois. C'est la découverte de ces nébuleuses annulaires qui permit de démontrer que la plupart des pulsars étaient associés à des résidus de supernovae.

Parmi les pulsars, en 2013 on dénombrait 200 pulsars millisecondes, 80 pulsars X, 118 pulsars gamma et 25 pulsars extragalactiques.

Les astronomes découvrent environ 200 nouveaux pulsars chaque année, notamment grâce au projet distribué Einstein@Home et aux internautes, comme l'explique cet article publié en 2013 et ses références ainsi que celui publié par l'AEI en 2015.

Participer au projet Einstein@Home

Aidez les scientifiques à trouver des pulsars et détecter des ondes gravitationnelles

A gauche, caractéristiques des pulsars. A centre, cette simulation représente l'aspect approché d'un système binaire X constitué d'une étoile massive (étoile OB ou pulsar) en interaction avec un compagnon encore plus massif qui pourrait être un trou noir. Un disque d'accrétion se forme autour du compagnon massif dont le diamètre ne dépasse pas 10 km. Les deux astres sont séparés d'environ 1 million de km. Le disque d'accrétion mesure 100000 km de rayon tandis que la friction entraînée par la dynamique circumstellaire le porte à une température de 10 millions de degrés où il rayonne fortement en rayons X. A droite, l'interface Einstein@Home sous BOINC permet aux internautes d'aider les scientifiques à découvrir des pulsars, notamment binaires, millisecondes et gamma ainsi que des ondes gravitationnelles. La puissance globale du système est d'environ 1 PFLOPS. Chaque année quelque 200 pulsars sont découverts notamment grâce à cette application distribuée que vous pouvez installer sur votre ordinateur. Documents T.Lombry, NCSU/Blondin et UWM/T.Lombry.

Les pulsars X

Le premier pulsar X, Centaurus X-3, fut découvert en 1970 grâce au satellite Uhuru. La petite centaine de pulsars X dénombrés à ce jour sont agencés en systèmes binaires serrés constitués d'une étoile neutron et d'une étoile moins dense qui peut-être une étoile géante ou même une étoile naine. Leurs propriétés ne sont pas liées à l'explosion d'une étoile et leur émission limitée au rayonnement X n'est pas explicable par le modèle standard.

Ces systèmes ont une période très courte, 1 à 10 secondes, et donc une séparation physique très faible. L'étoile massive capture le gaz de son compagnon qui est entraîné par la force centrifuge et tombe en spirale en formant un disque d'accrétion qui s'interrompt pour former une cavité centrale. Sa limite extérieure commence là où l'énergie du champ magnétique est supérieure à l'énergie rotationnelle du gaz. A cette distance le gaz est contraint de suivre les lignes de force du champ magnétique et est canalisé vers les pôles magnétiques.

C'est l'impact du gaz sur la croûte de l'étoile neutron qui produit l'émission X. En effet, en raison de l'intensité de la gravité régnant sur une étoile neutron (~1011 fois celui qui règne à la surface de la Terre), la vitesse de chute atteint 100000 km/s ! Dans ces conditions, l'impact d'une masse de gaz de 10 g produit autant d'énergie qu'environ 15 kT de TNT (la bombe d'Hiroshima) ! Or ce sont 1012 tonnes de gaz qui tombent chaque seconde sur l'astre et viennent s'écraser à hauteur de ses calottes polaires sur une surface d'environ 1 km de longueur. Au moment de l'impact, les calottes polaires sont portées à 100 millions de degrés et émettent 10000 fois plus d'énergie que le Soleil.

La luminosité des pulsars X oscille entre 200 et 50000 fois celle du Soleil et leur disque d'accrétion est porté à près de 10 millions de degrés, ce qui explique l'origine du rayonnement non thermique. Pas étonnant que les satellites détectent facilement ces astres !

La plupart des pulsars X présentent un champ magnétique assez élevé, de l'ordre de 1012 Gauss (108 teslas), similaire à celui des pulsars isolés.

Mais ce modèle ne s'applique pas aux pulsars les plus rapides, millisecondes, tournant sur eux-mêmes en une fraction de seconde.

Parmi les pulsars X citons Centaurus X-3, Hercules X-1 et GRO J1744-28.

Les pulsars millisecondes

Souvent unis en systèmes binaires, les pulsars les plus rapides appelés pulsars millisecondes, sont vraisemblablement associés à des étoiles peu massives. La plupart ont une période comprise entre 1.5 et ~6 millisecondes mais certains présentent des périodes beaucoup plus lentes, les reliant aux pulsars classiques.

Le premier pulsar milliseconde qu'on découvrit fut PSR B1937+21 découvert en 1982 dans la constellation du Petit Renard. Il présente une période de 1.55 ms soit 645 tours/seconde et qui resta pendant plus de 20 ans le pulsar le plus rapide connu. Il présente un champ magnétique très faible (~108.5 Gauss) et une période de rotation 20 fois plus rapide que le 2eme pulsar milliseconde, le pulsar du Crabe PSR B0531+21 dont la période est de 33.4 ms soit ~30 tours/seconde et le champ magnétique de 3.8x1012 Gauss.

Actuellement le pulsar milliseconde le plus rapide est PSR J1748-2446ad situé dans l'amas globulaire Terzan 5 situé à 28000 années-lumière dans la constellation du Sagittaire. Découvert en 2006 par Jason Hessels du McGill Pulsar Group, ce pulsar tourne sur lui-même à une vitesse de 716 tours/sec (716 Hz ou 1.39 ms) ! Cette vitesse impose que son diamètre ne peut pas être supérieur à environ 20 km. Toutefois, la vitesse maximale théorique d'un tel pulsar pourrait atteindre 2000 tours/seconde, au-delà de laquelle il se disloque.

Un autre pulsar milliseconde remarquable évoqué ci-dessus est le pulsar binaire PSR B1913+16 découvert par Taylor et Hulse dont la période est de 53 ms et qui subit fortement les effets d'un champ gravitationnel intense et variable.

Les principales étapes de la formation d'un pulsar milliseconde selon le NRAO.

1. Au départ existe un système binaire constitué d'une étoile massive et supergéante et d'une étoile "normale" de type solaire par exemple, en orbite l'une autour de l'autre.

2. Au terme de sa vie, l'étoile massive explose en supernova, laissant derrière elle une étoile neutron. Pendant quelques dizaines de millions d'années, cette étoile neutron est vraisemblablement active et émet des impulsions radioélectriques. Elle devient un pulsar ordinaire. Finalement, elle ralentit, cesse ses émissions radioélectriques et devient simplement une étoile neutron inerte qui continue à se refroidir.

3. Après quelques milliards d'années, si le système binaire survit à la supernova, l'étoile de plus faible masse poursuit son évolution et atteint le stade de géante rouge. Son atmosphère supérieure est attirée par la gravité de l'étoile neutron et tombe finalement sur sa surface par accrétion. Ce phénomène d'accrétion va transférer le moment angulaire à l'étoile neutron, la faisant tourner plus rapidement sur elle-même. Durant ce processus, le système est visible comme binaire X (pulsar X) si sa vitesse n'est pas supérieure à quelques rotations par seconde.

4. Lorsque l'accrétion est terminée, l'étoile neutron présente une vitesse de rotation très rapide et se transforme en pulsar radio milliseconde. Ce processus est appelé le "recyclage" (voir plus bas). Les "vents" violents (constitués de particules chargées) émis par le pulsar vont "éroder" l'atmosphère de l'étoile en orbite, les nuages de gaz pouvant à l'occasion créer des phénomènes d'éclipse des émissions radioélectriques du pulsar (cf. la "Veuve noire" PSR1957+20).

Exceptionnellement, des volutes capturées sur le compagnon peuvent offrir une telle opacité qu'elles peuvent interrompre les émissions pulsées pendant plusieurs minutes. C'est le cas pour le pulsar PSR1957+20 baptisé la "Veuve noire" découvert par Andrew Fruchter[22], dont le compagnon reste invisible. Toutes les 9 heures le signal pulsé s'interrompt durant 50 minutes.

Suite au lancement du satellite Fermi, ex GLAST en 2008, les astronomes ont été surpris de découvrir que des dizaines de pulsars millisecondes émettaient également des sursauts gamma. Leur profil correspond à des pulsars âgés de moins de 10000 ans dont le comportement n'est pas explicable par la théorie actuelle.

Les pulsars gamma

On compte une centaine de pulsars gamma. Ils n'émettent ni lumière, ni ondes radios ni rayonnement X. L'un d'eux est situé dans les débris de la supernova Véla et présente une période de 89 ms. Ces sources galactiques intermittentes sont tout aussi énigmatiques que les pulsars X.

La source de leur rayonnement pourrait être engendrée par un mécanisme d'accrétion qui accélérerait le plasma jusqu'à ce qu'il soit suffisamment chaud pour que sa magnétosphère émette un rayonnement de haute énergie.

Dans certains cas, ce n'est pas uniquement le pulsar qui émet ce rayonnement. Ainsi, le pulsar gamma PSR J1906+0722 découvert en 2009 grâce au télescope Fermi LAT est un jeune pulsar âgé de 49000 ans d'une période de 112 ms (fréquence de rotation de 8.9 Hz) et d'une puissance de 1.0x1036 erg/s soit ~1029 J/s.

Il offre la particularité de présenter une seconde source d'émission gamma qui resta non identifiée pendant six ans. Cette seconde source présente l'empreinte de la rotation du pulsar et arrive sur Terre selon le même rythme mais elle est légèrement décalée par rapport au centre géométrique du pulsar.

A consulter : Pulsar astronomy.net

Le son des pulsars

un pulsar normal, PSR 0329+54, tournant sur lui-même avec une période de 715 ms ou 1.4 rotations/seconde

le pulsar Véla PSR 0833-45, d'une période de 89.3 ms ou 11 rotations/seconde

le célèbre pulsar du Crabe, PSR B0531+21, d'une période de 33.42 ms ou 30 rotations par seconde

le pulsar milliseconde le plus rapide, PSR 1937+21, tournant sur lui-même avec une période de 1.56 ms ou 641 fois par seconde. Sa surface se déplace à 14% de la vitesse de la lumière ! Le tracé de sa FFT montre sa fréquence de ~657 Hz.

le son combiné de 16 pulsars millisecondes parmi les 22 découverts dans l'amas globulaire 47 tucanae. Documents audios enregistrés à Jodrell Bank.

Les astronomes ont donc d'abord recherché la trace d'un autre pulsar, en vain. Jusqu'à ce qu'il découvre en août 2015 une nouvelle émission dans les données analysées par l'application distribuée Einstein@Home.

Grâce à des systèmes adaptatifs permettant d'augmenter la résolution, les astronomes ont découvert que cette émission secondaire provient d'un front de choc,  probablement issu des débris d'une supernova, frappant un nuage moléculaire proche du pulsar, ce qui explique les deux sources gamma associées à ce pulsar.

PSR J1906+0722 connut un sursaut en 2009 qui provoqua une accélération de son taux de rotation avant qu'il ne retrouve progressivement sa stabilité et des pulsations moins rapides. Selon Colin Clark de l'Institut Max Planck pour la Physique Gravitationnelle (AEI/MPG), ces sursauts pourraient être liés à des tremblements de l'écorce de l'étoile neutron dont l'analyse permettrait d'étudier la structure interne.

Pour certains astronomes, les pulsars X et gamma sont probablement les deux variétés d'une même famille de pulsars dont quelques uns sont sous l'emprise d'un corps très massif, probablement un trou noir. Mais cette théorie a peu de supporters car très peu de pulsars gamma sont agencés en systèmes binaires et encore moins à un trou noir. Seuls les satellites d'observation gamma tels SWIFT et le Fermi LAT peuvent valider cette hypothèse.

Les magnétars

Le magnétar est un cousin de l'étoile neutron et du pulsar et sa séparation des autres familles de pulsars est arbitraire. Il est toutefois utile de le décrire séparément car cet astre est probablement l'un des plus étranges et les plus dangereux après le trou noir.

Lorsque le champ magnétique d'un pulsar devenait très intense, de l'ordre de 4.144x1014 Gauss soit 100 fois supérieur à celui d'un pulsar ordinaire (qui est déjà au moins 10 millions de fois supérieur à celui du Soleil, lui-même au moins 100 fois plus intense que celui de la Terre lorsqu'il est au minimum de son activité), il est capable de déformer l'écorce du magnétar et de la fracturer.

Rappelons que cette écorce est faite de neutrons dont les propriétés sont similaires à celle d'un corps solide (ce qui lui permet de tourner très rapidement sur lui-même). Cette écorce hyperdense est plus résistante et encore plus rigide que celle du diamant.

Quand l'activité électromagnétique du magnétar s'emballe, sa surface neutronique se met à vibrer avec une intensité réellement astronomique. Puis elle se brise brutalement à l'image de l'écorce terrestre durant des tremblement de terre, émettant brièvement des rayons X ou gamma de 10 à 30 keV. Ces tremblements stellaires se répétant rapidement pendant 0.1 à 3 s, les magnétars ont été surnommés "soft gamma repeaters", SGR.

A gauche, illustration du champ magnétique et du jet bipolaire d'un magnétar dans des conditions normales. Au centre, illustration de l'explosion de l'écorce d'un magnétar devenu 200 fois plus puissant qu'une supernova. A droite, illustration d'un magnétar émettant des pulses X et gamma peu pénétrantes. Documents T.Lombry, Logan Art/Pixabay et UCLA/COBE/NASA-MSFC.

L'intensité des tremblements d'un magnétar est phénoménale : elle atteint 32 sur l'échelle ouverte de Richter ! Pour rappel, sur Terre nous subissons des tremblements de terre d'amplitude 9 maximum et le Soleil subit des tremblement d'amplitude 11 lorsque les protubérances les plus massives retombent sur sa surface bouillonnante. Si la Terre devait subir l'intensité des tremblements d'un magnétar, son écorce exploserait !

Une telle explosion aurait été enregistrée lors du sondage automatique des supernovae ASAS-SN (prononcé "assassin") démarré en 2014 qui permit de découvrir quelque 250 supernovae en trois ans. Parmi les enregistrements, en 2015 Krzysztof Stanek de l'Université d'Ohio découvrit l'évènement ASASSN-15lh dont l'explosion était tellement inhabituelle qu'il rapporta la découverte dans le magazine Science. Cette explosion s'est produite à une distance de 3.8 milliards d'années-lumière et fut bien sûr invisible à l'oeil nu mais elle illumina le ciel avec la puissance de 200 supernovae ! Son éclat correspond à une luminosité équivalente à 570 milliards de fois celle du Soleil et 20 fois celle de toutes les étoiles de la Voie Lactée !

Les mesures indiquent que le spin de cet astre est supérieur à 1000 fois par seconde et serait donc un magnétar milliseconde. Plus étonnant, il convertit son énergie de rotation avec un rendement proche de 100%, c'est-à-dire une valeur extrême que les astronomes ne pensaient pas découvrir dans ce type d'étoile.

Selon Stanek, si nous plaçons tout ce que nous connaissons des magnétars sur une échelle de 1 à 10, cet astre obtient la cote de 11 ! En fait, le comportement de cet objet est tellement inhabituel et unique que les astronomes ignorent s'il s'agit bien d'un magnétar ou d'un autre type d'astre.

Le champ électromagnétique d'un magnétar obéit aux lois de l'électrodynamique quantique. Il provoque des effets très étranges qui ne surviennent pas sous ce seuil critique. Parmi ces effets, citons la production de paire à partir d'un simple photon ou la séparation du photon, des phénomènes que les installations du CERN seraient bien incapables de générer tellement le niveau d'énergie est élevé (les physiciens peuvent uniquement produire des paires en faisant interagir un photon avec un noyau ou un autre boson).

A gauche, localisation du magnétar SGR 1627-41 découvert en 1997 et reporté sur une carte du ciel établie par COBE. A droite, le résidu de supernova RCW 103 situé à 10000 a.l. abritant le magnétar le plus lent IE 161348-5055 dont la période est de 6.67 heures. Documents NASA-MSFC et NASA/CXC.

Le champ magnétique d'un magnétar est tellement intense qu'il est capable de freiner la rotation de l'étoile. Ainsi, le record de la période de rotation la plus lente est détenu par le magnétar IE 161348-5055 dont la période mesurée en 2016 grâce aux télescopes orbitaux SWIFT et Chandra est de 24000 secondes soit 6.67 heures. Ce magnétar se situe à 10000 années-lumière dans la constellation de la Règle (Norma) au coeur du résidu de supernova RCW 103. Il émet des éruptions X notamment provoquées par la retombée sur sa photosphère du plasma d'accrétion provenant de l'enveloppe éjectée par la supernova.

Plus étonnant, les éruptions électromagnétiques d'un magnétar sont tellement puissantes qu'elles peuvent parcourir 50000 années-lumière et encore faire pression sur le champ magnétique de la Terre au point de le déformer !

A courte distance, le magnétar est aussi dangereux qu'un trou noir ! Si la Terre se trouvait à moins de 100 années-lumière d'un magnétar, l'intensité de son rayonnement détruirait rapidement la couche d'ozone, exposant la surface aux rayonnements cosmiques et condamnant toute vie à court terme. Heureusement, les quelques magnétars découverts sont très éloignés du système solaire et ASASSN-15lh est une exception.

A ce jour une vingtaine de magnétars ont été découverts dans la Voie Lactée. Selon Robert C. Duncan de l'Université du Texas, il devrait en exister des millions. La difficulté est  qu'on ne peut les détecter qu'au début de leur vie. En effet, un magnétar ne vit qu'environ 10000 ans, un instant à l'échelle cosmique, ce qui ne facilite pas non plus leur détection.

A ce jour, tous les magnétars ont été localisés dans ou près des résidus de supernovae, pour citer IE 1613, SGR 0525-66, SGR 1900+14, SGR 1806-20 et SGR 1627-41. On estime que 10% des résidus de supernovae pourraient contenir des magnétars.

Le RRAT, cousin du pulsar ?

En 2006, l'équipe de radioastronomes dirigée par Maura A.McLaughlin du "Pulsar group" de Jodrell Bank (Université de Manchester) annonça dans le magazine Nature (439, p817 et suivantes) qu'elle avait découvert l'année précédente un nouveau type d'étoile qui fut baptisé "Rotating Radio Transient", RRAT en abrégé.

C'est en recherchant de nouveaux pulsars dans le ciel de l'hémisphère sud depuis l'Observatoire de Parkes en Australie que les radioastronomes ont détecté 11 flashes radios caractérisés par une période irrégulière. Selon Andrew Lyne, collègue de McLaughlin, "les flashes radios paraissaient tellement artificiels qu'il était difficile de croire qu'ils provenaient de l'espace".

Le RRAT, étoile neutron entre pulsar et magnétar. Document T.Lombry

Ces RRATs sont particulièrement difficiles à détecter car ils restent silencieux la plupart du temps. Les premières analyses ont démontré que les émissions radioélectriques durent entre 2 et 30 millisecondes, après quoi l'étoile reste silencieuse durant 4 minutes à 3 heures. L'émission des RRATs n'est donc détectable que durant moins d'une seconde par jour ! A partir du temps d'arrivée de ces impulsions, les radioastronomes ont identifié une périodicité qui oscille entre 0.4 et 7 s pour 10 des 11 sources analysées, ce qui laisse à penser qu'il s'agirait d'étoiles neutrons en rotation.

Nous avons expliqué que les magnétars présentent un champ magnétique très intense capable de fracturer leur écorce neutronique et rayonnent des rayons X et gamma de très haute énergie. Les pulsars émettent essentiellement des ondes radios de faible énergie.

En 2005, grâce au télescope orbital Chandra, la même équipe avait découvert la contrepartie X de l'une de ces étoiles, RRAT J1819--1458. Son champ magnétique atteint une intensité de 5x1013 G. Curieusement, ce RRAT émet à la fois des rayons X et des ondes radios.

Son niveau d'énergie est 3 ordres de grandeur au-dessus du champ magnétique moyen des pulsars, un ordre de grandeur au-dessus de celui des pulsars X et seulement un ordre de grandeur en-dessous de celui des magnétars.

Suite à cette découverte, Lyne pense que les pulsars pourraient se transformer en magnétars en vieillissant, en passant par une phase RRAT intermédiaire. Mais ainsi qu'il le reconnaît lui-même, il ne s'agit encore que d'une théorie.

Etant donné qu'il semble y avoir moins de contraintes astrophysiques sur la création des RRATs, les astrophysiciens pensent que leur population pourrait être supérieure à celle des pulsars.

Prochain chapitre

Les étoiles Wolf-Rayet

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[18] P.Bhat et al., Nature, 319, 1986, p127.

[19] R.Canal et E.Schatzman, Astronomy and Astrophysics, 46, 1976, p229 - M.Prakash et al. ont démontré que certains pulsars, tel PSR1913+16 ne dépassaient pas 1.5 M. Lire M.Prakash et al., Physical Review Letters, 61, 1988, p2518.

[20] L'âge caractéristique d'un pulsar se définit comme le rapport de sa vitesse de rotation (P) divisé par le double produit du taux de ralentissement (2P')=P/2P'. Il oscille entre 1000 et 300000 ans.

[21] Un aperçu des pulsars est repris dans G.Stokes et al., Nature, 317, 1986, p787 - Concernant la découverte des premiers pulsars millisecondes lire, D.Backer et al., Nature, 300, 1982, p615 (PSR1937+21) - V.Boriakoff et al., Nature, 304, 1983, p417 (PSR1953+29 pulsar binaire) - La question de l'âge des pulsars millisecondes est développée dans J.Blondin et K.Freese, Nature.

[22] A.Fruchter et al., Nature, 333, 1988, p237.


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