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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 (VIII)

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 1.337 s. En 2017, on fêta donc les 50 ans de la découverte des pulsars !

La découverte de Jocelyn Bell

Pour la petite histoire, dans le cadre de son doctorat en astrophysique, Jocelyn Bell alors âgée de 24 ans réalisait une thèse sur la mesure du diamètre des radiosources compactes sous la supervision d'Anthony Hewish alors directeur du Mullard Radio Astronomy Observatory (MRAO) installé près de Cambridge, en Angleterre.

Pour réaliser sa thèse, Bell disposait du réseau radioastronomique interférométrique développé par Hewish constitué de 2000 dipôles distribués sur une surface de 1.62 hectare et reliés par 193 km de câbles à un récepteur ultrasensible accordé sur la fréquence de 81.5 MHz. A l'époque, l'installation avait coûté 15000£ soit 31000 € actualisés (2017).

En juillet 1967, Bell remarqua un curieux signal erratique sur les 30 mètres de graphiques enregistrés quotidiennement. Au cours des mois suivants, elle observa encore le même signal et le 28 novembre, elle parvint à mesurer sa période : 1.3372795 ±0000020 seconde ! Le signal était très régulier mais intermittent et apparaissait toujours dans la même région du ciel. La source pulsante fut identifiée sous le code CP 1919+21 par référence à ses coordonnées équatoriales.

Après avoir exclu toutes les sources artificielles et naturelles connues, pour plaisanter les collègues de Bell surnommèrent le signal LGM-1 (Little Green Men-1), une évocation explicite aux "petits hommes verts" car il leur semblait impossible qu'une source naturelle émette des bouffées de rayonnement avec une telle régularité.

En décembre, Bell avait découvert trois autres sources pulsantes similaires (CP 1133, CP 0834 et CP 0950) provenant de différentes régions du ciel dont la période oscillait entre 1.2 et 1.3 s. L'une d'entre elle, CP 0950 était tellement puissante qu'elle parvenait à bloquer la plume de l'enregistreur graphique ! Puisqu'il était improbable que quatre civilisations extraterrestres se soient manifestées en même temps, les chercheurs se mirent en quête d'autres explications.

Se rappelant la théorie des étoiles neutrons et l'effet de la rotation sur l'intensité du champ magnétique ainsi que la puissance des éruptions solaires (les seules bases de comparaison connues à l'époque), ils concluèrent qu'il s'agissait vraisemblablement d'étoiles compactes en rotation entourées d'un puissant champ magnétique. Ils avaient découvert un nouveau phénomène astronomique !

A gauche, le premier enregistrement du pulsar CP 1919 par Jocelyn Bell le 6 août 1967 à 81.5 Mhz avec la trace d'une interférence. A basse résolution, on ne peut pas différencier les deux signaux. A droite, le signal de CP 1919 en haute résolution obtenu le 28 novembre 1967 révèle sa période de 1.337 s. Documents J.Bell.

Hewish, Bell et leurs collègues annoncèrent leur découverte et les résultats de leur étude dans la revue "Nature" en février 1968 sous le titre "Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source" (version PDF). A l'époque, les chercheurs suggérèrent que ce rayonnement était associé aux oscillations d'étoiles naines ou d'étoiles neutrons. Le terme de "pulsar" dérivé de "pulsating star" ne fut inventé qu'après leur conférence de presse.

A la distance observée (65 pc), les chercheurs estimaient la puissance des émissions à environ 1047 ergs/an. Restait à déterminer s'il s'agissait d'une émission continue ou d'éruptions et de proposer un modèle pour expliquer ce type particulier d'émission. Vu les caractéristiques du rayonnement et son étroite bande passante (80 kHz), la durée des pulses ne pouvait pas dépasser 0.016 s et par conséquent la taille de l'astre ne pouvait pas dépasser 48000 km. Mais nous verrons que la réalité fut encore plus étonnante que les chercheurs l'imaginaient. Notons que Jocelyn Bell-Burnell évoqua sa découverte dans cet article publié sur le site de Big Ear.

En 1969, Jocelyn Bell trouva enfin le temps de publier sa thèse intitulée "The measurement of radio source diameters using a diffraction method" (PDF) qui lui valut son prestigieux diplôme de Ph.D de l'Université de Cambridge et le titre de Dr Jocelyn Bell.

Faisant écho à la découverte des pulsars, en 1974 Anthony Hewish fut récompensé par le prix Nobel de physique. La communauté scientifique fut scandalisée que Jocelyn Bell-Burnell ne fut pas associée au prix Nobel, et Fred Hoyle l'exprima publiquement. Le Comité Nobel justifia son choix en déclarant que le Pr Hewish fut récompensé non pas pour la découverte des pulsars mais plus généralement pour ses recherches en radioastronomie. D'aucuns ont toutefois considéré que la décision du Comité Nobel fut injuste et une fois de plus elle ne rendit pas hommage au travail de fourmi et souvent fastidieux accompli par les doctorants qui pourtant signent sur un pied d'égalité avec leurs paires les articles soumis aux revues scientifiques dont beaucoup font progresser la science.

Caractéristiques

Qu'est-ce qu'un pulsar ? Il s'agit d'une étoile neutron fortement magnétisée et dont le rayonnement fluctue rapidement, phénomène à l'origine de son nom. Sa masse ne dépasse pas la masse de Chandrasekhar, soit ~1.4 M[19]. Mais étant donné que le pulsar n'a plus d'activité thermonucléaire et donc de chaleur et de pression interne suffisante pour résister au poids de son atmosphère, à l'image de l'étoile neutron son enveloppe s'est effondrée sur elle-même jusqu'à présenter une taille d'environ 20 km de diamètre ! On ne parle donc plus d'étoile au sens propre mais de radiosource compacte.

A lire : Pulsar properties, NRAO

A gauche, un pulsar se résume à une étoile neutron en rotation entourée d'un puissant champ magnétique à l'origine des pulsations électromagnétiques directives. Au centre et à droite, le pulsar du Crabe se situe au coeur de la nébuleuse M1, juste à droite de l'étoile centrale sur l'image de droite prise en lumière visible. Ce pulsar s'est formé suite à l'explosion d'une supernova apparue en l'an 1054 suivie de l'effondrement de son noyau. Il s'agit d'une étoile neutron d'une période de 0.0334 s émettant sur toute l'étendue du spectre électromagnétique. Son rayonnement synchroton est canalisé par l'intense champ magnétique de l'étoile 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 Brooks Cole Publishing, Palomar/AURA et ASU/NASA.

Le plus connu des pulsars est PSR B0531+21 alias NP 0532 situé dans la nébuleuse du Crabe, M1[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). 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 !

Pourquoi les pulsars tournent-ils si rapidement sur eux-mêmes ? Avant de s'effondrer, l'étoile qui donna naissance au pulsar tournait lentement sur elle-même (le Soleil par exemple présente une période de rotation moyenne de 27 jours). Mais suite à son effondrement, en vertu de la conservation du moment angulaire que nous venons d’évoquer, comme une danseuse tourne plus vite sur elle-même si elle rapproche les bras de son corps, en diminuant de taille le pulsar a vu sa période de rotation s'accélérer, variant entre une fraction de seconde pour les pulsars millisecondes à 10 secondes pour les plus lents (nous verrons plus bas qu'il existe des magnétars encore plus lents), ce qui est 233000 fois plus rapide que le Soleil !

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. 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 !

A gauche un gros plan sur l'aspect d'un signal pulsé (flash), optique ou radio. Au centre, les "blips" ou 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.  A droite, les pulses du pulsar CP 1919 enregistrées avec le radiotélescope de 100 m d'Arecibo et mises en forme par un programme développé par Harold D. Craft, Jr. Ce document publié en 1970 dans toute la presse fut réinterprété comme de l'art moderne (cf.cette revue de "Scientific American").

Quelle est l'origine de ces émissions radioélectriques si particulières ? Le rayonnement 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 ouvert et 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". Notons que le cylindre-lumière représente la surface sur laquelle la vitesse de corotation atteint la vitesse de la lumière.

En pratique, les pulsars émettent un rayonnement tellement particulier qu'il impose une succession de processus physiques très complexes et aucune deux théories ne fait l'unanimité.

Quelle région du pulsar émet ce rayonnement et par quel mécanisme ? Les chercheurs discutent encore des régions d'où émanent ces émissions car plusieurs théories peuvent expliquer ce phénomène. Dans le modèle dipolaire magnétique traditionnel, c'est-à-dire du "phare magnétique" en rotation, des électrons et des positrons (antiélectrons) sont produits par une cascade de réactions entre particules et sont accélérés jusqu'à des vitesses relativistes dans une ou plusieurs régions de la magnétosphère où le champ magnétique est ouvert, appelées des "gaps" comme on le voit ci-dessous au centre. Les particules circulent le long des lignes ouvertes du champ magnétique et lorsqu'elles atteignent un certain niveau d'énergie, elles émettent une émission radio cohérente qui, dans le cas des pulsars les plus énergétiques peut être combinée à des rayons X et γ. Lorsque les électrons atteignent des vitesses relativistes, ils émettent un rayonnement synchrotron qui est focalisé dans la direction de leur mouvement, créant un jet bipolaire qui semble s’échapper au-dessus des points chauds (hot spots) situés aux pôles magnétiques du pulsar.

Toutefois, en 2016 des chercheurs japonais du NAOJ ont amendé le modèle classique du "phare" dipolaire pour expliquer le rayonnement excessivement intense des sources X ultralumineuses (ULX) comme on le voit ci-dessous à droite. Leur simulation montre que le rayonnement du pulsar est plus intense (en rouge dans l'encart) près de la surface où le flux de photons change de direction. Cela signifie qu'une plus grande quantité de photons est produite près de la surface de l'étoile neutron et, ce qui est étonnant, ils s'échappent par le côté de la colonne d'accrétion canalisée par le champ magnétique.

A ce jour, ces modèles sont concurrents car les détails des différents processus font intervenir des interactions dans des plasmas dont les mécanismes et notamment les effets quantiques et relativistes sont encore mal compris.

A lire : Modélisation de l’émission haute énergie des pulsars (PDF), Jérôme Pétri/OAS

Modélisation du rayonnement d'un pulsar selon le modèle dipolaire traditionnel de 2005 (gauche) et le modèle amendé proposé en 2016 par les chercheurs japonais de la NOAJ qui permet d'atteindre des niveaux de luminosité extrêmement élevés pouvant expliquer le rayonnement des sources ULX. Documents T.Lombry et NAOJ.

Notons que si le champ magnétique n'est pas aligné avec l'axe de rotation, l'astre tournant sur lui-même, les faisceaux de rayonnements balayent le ciel comme un gyrophare dont la fréquence dépend de la période de rotation du pulsar. On comprendra qu'en réalité, le rayonnement d'un pulsar ne scintille pas ou ne fluctue pas car il est émis de manière continue comme la lumière d'un phare côtier. En revanche, vu d'un point fixe éloigné, il donne l'impression de pulser du fait que l'astre tourne rapidement sur lui-même. Il faut cependant une combinaison particulière d'intensité magnétique et de taux de rotation pour qu'un pulsar devienne lumineux. Certains vont donc émettre plus ou moins longtemps et rapidement que d'autres.

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 s. 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/ESA/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/seconde. Pour rappel 1 Tesla = 10000 Gauss.

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].

Prochain chapitre

La famille des pulsars

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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.


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