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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 43000 € actualisés (2019).

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 à 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 !

Ci-dessus à 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. Ci-dessous à gauche, la jeune doctorante en 1968 tenant en main un enregistrement de pulsars à l'époque où elle participa à la construction des antennes de l'Observatoire Mullard de Radioastronomie (MRAO). Document Daily Herald Archive/SSPL/Getty Images restauré par l'auteur. A droite, l'une des trois antennes de 18 m de diamètre du "One-Mile Telescope" du MRAO utilisée entre 1964 et ~1990 telle qu'elle se présente de nos jours. Sa résolution atteignait 80" à 408 MHz et 20" à 1.421 GHz.

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 à 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 un 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.

Le rayonnement d'un pulsar

Documents NASA/ESA/STScI (Mpeg de 1.1 MB et 554 KB).

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 pairs les articles soumis aux revues scientifiques dont beaucoup font progresser la science.

Pour la petite histoire et rendre à César ce qui lui appartient, précisons que Jocelyn Bell-Brunell fut enfin récompensée de ses efforts en 2018 à l'âge de 75 ans quand elle reçut le prestigieux prix Breakthrough en physique fondamentale pour sa découverte des pulsars... 51 ans plus tôt ! Ce prix est associé a un chèque de 3 millions de dollars.

Caractéristiques

Qu'est-ce qu'un pulsar ? Il s'agit d'une étoile à neutrons en rotation et fortement magnétisée et dont le rayonnement fluctue rapidement (du moins en apparence), phénomène à l'origine de son nom. Sa masse ne dépasse pas la masse de Chandrasekhar, soit ~1.4 M. Toutefois, s'il est en rotation, il peut atteindre 2.17 M comme le pulsar milliseconde J0740+6620[19], ce qui est proche de sa masse maximale.

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 à neutrons 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.

Schématiquement, un pulsar se résume à une étoile à neutrons en rotation entourée d'un puissant champ magnétique à l'origine des pulsations électromagnétiques directives. Documents Brooks Cole Publishing et UCLA/COBE/NASA-MSFC.

Le plus connu des pulsars est PSR B0531+21 alias NP 0532 situé dans la nébuleuse du Crabe, M1[18] présentée ci-dessous, d'où son surnom de pulsar du Crabe. M1 est un rémanent de supernova (SNR). L'étoile massive explosa en l'an 1054 et son observation fut consignée dans différentes annales. Ce pulsar est donc très jeune. Comme beaucoup d'autres, ce pulsar émet un rayonnement ultraviolet ionisant qui illumine par fluorescence les nuages de gaz qui l'entoure.

Jusqu'en 1968, l'astre était considéré comme une étoile variable, CM Tauri. C'est le seul pulsar visible à la magnitude 16 comme le montre la séquence de photos ci-dessous à droite mais il émet sur toute l'étendue du spectre électromagnétique. Du fait que les particules chargées qu'il émet se déplacent dans un champ magnétique, il produit un rayonnement synchrotron qui est canalisé par l'intense champ magnétique dans un faisceau ou jet de rayonnement dipolaire très puissant. On y reviendra.

En raison de sa rotation, cette émission se produit à des intervalles très réguliers, ce qu'on appelle des pulses. Très réguliers, il s'agit en fait de véritables horloges sidérales avec une période de 33.4033474094000 ms ou 29.9 Hz pour les flashes radios et optiques du pulsar du Crabe. Il s'agit donc d'un pulsar milliseconde (voir page suivante). Sa dérive est de 4.22x10-13 s par seconde ou 0.0000133 s par an. En moyenne, la dérive des pulsars est de l'ordre du millionième de seconde par an ! Seules les horloges atomiques sont plus précises. Le pulsar mourra lorsqu'il aura dissipé toute l'énergie contenue dans son champ magnétique (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 ! Par comparaison, la densité au centre du Soleil est de 150 g/cm3 et de 12.8 g/cm3 au centre de la Terre et sont déjà titanesques !

A voir : Classroom Aid - Supernova Remnant Crab Nebula Pulsar

La nébuleuse M1 photographiée respectivement par le télescope VLT de 8.2 de l'ESO (gauche), un gros-plan en optique prise par le Télescope Spatial Hubble (centre) dont voici une autre photo également prise par le HST et par le télescope Mayal de 4 m du Kitt Peak (droite) de la NOAO. Elles ont été orientées dans le même sens pour mieux localiser le pulsar qui se situe juste à droite de l'étoile centrale (cf. cette photo annotée). A droite, sur cette séquence prise le 20 octobre 1989, chaque image N/B représente environ 1 ms.

Comment mesure-t-on la rotation d'un pulsar ? Selon l'astrophysicien Greg Ashton de l'Université de Monash en Australie, cette donnée dépend de deux paramètres : sa période de rotation ou fréquence (ν) et sa dérivée (). La dérivée (cf. Leibniz et Newton) de la fréquence est une mesure de la vitesse à laquelle elle ralentit, c'est-à-dire son taux de ralentissement. Une bonne analogie est une roue qui tourne. Sa vitesse de rotation représente sa fréquence ν et son taux de ralentissement représente .

Dans le cas d'un pulsar, pour mesurer ces deux paramètres il faut observer l’étoile plusieurs fois. Lors d'une seule observation, on peut mesurer sa fréquence ν, mais il est difficile de mesurer sa dérivée car elle est beaucoup plus petite. Mais si on observe à nouveau l’étoile un peu plus tard, avec un peu de chance on notera que sa fréquence est un peu plus lente, ce qui permettra de mesurer δ. De même, il existe des dérivées d'ordre supérieure qui permettent de calculer à quel taux varie la vitesse, c'est-à-dire l'accélération, etc.

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 raccourcir, variant entre une fraction de seconde pour les pulsars millisecondes à 23.5 secondes pour le plus lent (PSR J0250+5854 découvert en 2017), ce qui est 15000 fois plus lent que la période du pulsar milliseconde le plus rapide mais reste ~100000 fois plus rapide que la période de rotation du Soleil !

A lire : Pulsar properties, NRAO

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").

En réalité, l'émission des pulsars est continue et ne fluctue pas périodiquement. Mais alors pourquoi observe-t-on des pulses ? Étant donné que l'astre tourne sur lui-même et que son champ magnétique est rarement aligné avec l'axe de rotation (cf. J.P.OStriker et J.E.Gunn, ApJ, 1969), les faisceaux de rayonnements ou beams balayent le ciel comme un gyrophare dont la fréquence dépend de la période de rotation du pulsar. Comme la lumière d'un phare côtier vu d'un point fixe éloigné semble s'éteindre périodiquement, le beam d'un pulsar 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.

Généralement, les pulsars émettent des ondes radios mais la plupart émettent aussi d'autres types de rayonnements mais dont l'intensité est bien plus faible. Parmi ces émissions, ils peuvent produire un rayonnement thermique comme tout objet dont la température est supérieure au zéro absolu. Cette chaleur est émise lorsqu'un pulsar accrète la matière d'une autre étoile, formant alors un système binaire.

L'intensité magnétique

Une intensité magnétique de 107 gauss ou 103 tesla ne nous dit pas grand chose et nous avons du mal à nous représenter ce que cela représente.

En laboratoire, les physiciens ne sont pas en mesure de créer des champs stables supérieurs à 4.5x105 G car les contraintes magnétiques de ces champs dépassent la résistance à la traction des matériaux terrestres. En effet, si on essaye de générer des champs plus forts, les forces magnétiques (il s'agit bien de force, rappelez-vous la force des aimants) vont faire exploser l'électro-aimant !

En utilisant des explosifs chimiques puissants pour créer des implosions, il est possible de comprimer un champ magnétique et d'atteindre des intensités magnétiques plus élevées, mais seulement durant une fraction de seconde comme cela fut testé au laboratoire de Los Alamos aux États-Unis et dans un laboratoire d'armement nucléaire à Sarov, en Russie. Au cours de ces expériences, les physiciens ont atteint des valeurs de champ magnétique d'environ 107 G avant que l'équipement ne soit détruit...

Imaginez à présent l'effet d'un champ magnétique 100 millions de fois plus intense comme celui de certains magnétars (1015 G). Lorsqu'un solide est soumis à un tel champ, l'effet est similaire à celui d'une explosion atomique couplée à une EMP (une impulsion électromagnétique) mais d'une ampleur littéralement astronomique; l'énergie libérée est capable de briser du diamant plus facilement qu'une feuille à cigarette dans un rayon de plusieurs milliers de kilomètres et l'explosion déclenchera encore des tempêtes magnétiques sur les planètes situées à plus 50000 années-lumière ! Quand on dit que l'espace est un milieu hostile, ce n'est pas un vain mort...

A lire sur arXiv : "Physics in Ultra-strong Magnetic Fields", Robert C. Duncan, 2000.

Les pulsars peuvent également émettre un rayonnement non thermique, comme c'est souvent le cas dans les environnements cosmiques extrêmes. Ce rayonnement peut être produit par deux processus : une émission synchrotron déjà évoquée et une émission dite de courbure ou Compton inverse. Les deux processus impliquent des particules chargées accélérées le long des lignes de force d'un champ magnétique. L'émission peut aller des ondes radios aux rayons gamma.

Quelle est l'origine de ces émissions 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 des deux théories ne fait l'unanimité.

A lire : Modélisation des objets compacts (PDF), Jérôme Pétri, 2013

Modélisation de l’émission haute énergie des pulsars (PDF), Jérôme Pétri, 2009

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 inspiré du "Handbook of Pulsar Astronomy" de Lorimer et Kramer et NAOJ.

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 à neutrons 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.

Première carte de la surface d'un pulsar

Pour la première fois dans l'histoire de l'astrophysique, deux équipes de chercheurs - l'une de l'Université d'Amsterdam et l'autre de l'Université du Maryland - sont parvenues à cartographier la surface et à mesurer la masse d'un pulsar à partir des observations de son rayonnement X. Les observations furent réalisées entre juillet 2017 et décembre 2018 grâce à l'instrument NICER (Neutron star Interior Composition Explorer) de la NASA travaillant dans la bande des rayons X compris entre 0.2-12 keV embarqué à bord de la station spatiale internationale ISS.

Il s'agit du pulsar milliseconde PSR J0030+0451 alias J0030 situé à environ 1059 années-lumière (~325 pc) dans la constellation des Poissons. Sa période est de 4.87 ms soit 205 rotations par seconde. Les résultats de son étude firent l'objet de plusieurs articles publiés dans les "Astrophysical Journal Letters" en 2019.

Non seulement ce sont les premières mesures précises (à 10% près) de la masse et du rayon d'un même pulsar, c'est aussi la première mesure de la masse d'une étoile à neutrons isolée (non binaire) et surtout, c'est la première fois qu'on cartographie la surface d'un pulsar en tenant compte de l'effet relativiste sur la déviation de la lumière.

Cartographie rayons X de la surface du pulsar milliseconde J0030 obtenue en 2019 grâce à l'instrument NICER de la station spatiale internationale ISS. Notez la présence de "points chauds" d'origine inconnue mais probablement liés à la configuration de son champ magnétique. Les zones sombres sont une illustration, un arrière-plan artistique. Seules les 2-3 taches blanches correspondent à des données réelles. Cliquer sur l'image pour lancer l'animation (GIF de 4.3 MB). Voir également la vidéo sur YouTube. Document NASA/Z.Arzoumanian et al. (2019).

Ce pulsar mesure environ 13 km de rayon pour une masse comprise entre 1.3 et 1.4 M. Comme on le voit sur la carte présentée ci-dessus, parmi les particularités de J0030, il présente deux ou trois "points chauds" dans son hémisphère Sud, une configuration non prédite par les modèles. A gauche, figure le modèle proposé par les chercheurs de l'Université d'Amsterdam où l'un des deux points chauds est en forme d'arc. A droite, figure le modèle proposé par les chercheurs des universités du Maryland et de l'Illinois où les trois points chauds ont une forme allongée ou circulaires. Il est probable que ces points chauds représentent la trace du champ magnétique multipolaire (par exemple quadripolaire plutôt que bipolaire) de l'étoile, une hypothèse qui devra être confirmée à partir de l'analyse des emplacements, des formes, des tailles et des températures de ces "points chauds" et de la modélisation de son champ magnétique sur base de ces nouvelles données.

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.

Relation entre l'énergie de rotation perdue par un pulsar et sa luminosité en rayons X.

Dans l'exemple du très jeune pulsar du Crabe rémanent de la supernova de 1054, l'étoile à neutrons présente un champ magnétique intense (1012 G ou 108 T) et une période 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.

Comment un pulsar peut-il être recyclé ? Comme illustré dans les deux diagrammes présentés ci-dessous, un pulsar né de l'explosion d'une supernova se situe en haut du diagramme. Il présente un champ magnétique très intense et une courte période de rotation (par ex. les pulsars du Crabe, de Véla, SGR et AXP). Au cours du temps, le pulsar perd son énergie de rotation par freinage magnétique.

Si le pulsar est isolé (INS ou RRAT), 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 (c'est relatif) pour atteindre quelque 108 G. La conjugaison de ces deux phénomènes empêcheront ce pulsar d'émettre. Finalement, il va traverser la "ligne de mort" et s'éteindra après avoir perdu son champ magnétique.

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 à neutrons froide et sombre qui continuera lentement à se refroidir.

Si le pulsar appartient à un système binaire, il peut être "réactivé" en capturant par accrétion l'atmosphère 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 (MSP).

Si le recyclage dure suffisamment longtemps, le rayonnement X se transformera en émissions radios. Sa période de rotation est toutefois limitée par la "ligne d'accrétion maximale" au-delà de laquelle la radiosource ne peut plus maintenir la cohésion de ses éléments et explose. Cette fréquence maximale est d'environ 2000 Hz soit 2000 rotations/seconde.

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 à neutrons 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.

Un pulsar meurt mais il peut ressusciter !

A gauche, répartition des pulsars en fonction de leur période et de leur taux de ralentissement (dérivée de la fréquence). Les points jaunes indiquent les pulsars découverts par le radiotélescope de Parkes en Australie entre 1999-2003. Les deux flèches indiquent le chemin évolutif des pulsars. Ceux qui traversent la ligne rouge (ligne de mort) ont perdu leur champ magnétique et meurent. La zone du recyclage comprenant les pulsars miilsecondes (MSP) se situe en bas à gauche. A droite, schéma expliquant le recyclage des pulsars. Voir le texte pour les explications. Légendes : SIP = Standard Issue Pulsar, MSP = MilliSecond Pulsar (recyclé), SGR = Soft Gamma Repeater, AXP = Anomalous X-ray Pulsar, INS = Isolated Neutron Star, RRAT = Rotating Radio Transient, CCO = Compact Central Object. Documents Jodrell Bank Observatory et "Scientific American" adaptés par l'auteur.

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" sur lequel nous reviendrons 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].

L'effet Lense-Thirring

L'équipe de Vivek Venkatraman Krishnan de l'Université Swinburne de Technologie de Melbourne, en Australie, annonça en 2020 dans la revue "Science" (en PDF sur arXiv) la découverte d'un effet Lense-Thirring ou précession relativiste dans le système binaire composé du jeune pulsar radio PSR J1141-6545 en orbite autour d'une naine blanche massive de 1.02 M présentant une orbite très excentrique (e=0.2). Le système binaire réside dans la constellation de la Mouche (Musca) dans l'hémipshère sud.

C'est l'un des rares systèmes binaires associant une étoile à neutrons et une naine blanche (le second exemple est PSR B2303+46). Son existence nécessite une évolution inhabituelle.

Illustration artistique de l’effet Lense-Thirring provoqué par un pulsar. Document Mark Myers/OzGrav.

Une étoile primaire initialement plus massive était la progénitrice de l'étoile naine.

La formation d'une étoile à neutrons nécessite une masse plus élevée, donc un compagnon initialement (légèrement) moins massif.

Le compagnon dut accréter suffisamment de matière de l'étoile naine pour exploser en supernova, abandonnant derrière lui le pulsar. Mais avant d'exploser, le compagnon aurait subi une expansion conduisant à un transfert de masse vers l'étoile primaire, qui était déjà dans la phase naine blanche, ce qui explique sa masse actuelle assez élevée.

Étant donné que l'étoile primaire était déjà une naine blanche, il ne peut y avoir eu d'accrétion de masse ultérieure sur le pulsar nouvellement formé. Ainsi, contrairement aux autres systèmes binaires serrés composés d'astres compacts, dans ce cas ci il n'y a pas eu de transfert de masse : comme PSR B2303+46, PSR J1141-6545 a toujours présenté un puissant champ magnétique, typique des jeunes pulsars, comme l'indique l'évolution de leur spin respectif.

De plus, après l'explosion de la supernova, l'axe de rotation du pulsar a dû présenter une orientation aléatoire par rapport au plan orbital; il n'était donc pas aligné avec le moment angulaire orbital par un processus d'accrétion.

Pour un système compact, un tel désalignement peut entraîner un effet de précession relativiste du spin du pulsar (cf. Baker & O'Connell, 1975), ce qui fut observé dans le système PSR B2303+46 et créa des contraintes importantes sur la géométrie du système binaire.

A voir : Dragging the Space-Time Continuum, OzGrav

Le pulsar a été observé depuis 2000. L'évolution temporelle de l'inclinaison orbitale du pulsar et la modélisation des heures d'arrivée des impulsions radio a montré une dérive à long terme des paramètres orbitaux dominée par une précession de Lense-Thirring de son orbite résultant de la rotation rapide de la naine blanche. Le système binaire affiche une avance du périastre élevée (taux de 5.33° par an) conforme à la théorie de la relativité générale d'Einstein.

En résumé, en mesurant les paramètres des deux astres, les chercheurs ont découvert que la naine blanche s'est formée en premier. Il ne s'est donc pas formé de disque d'accrétion autour du pulsar dont la vitesse de rotation n'a pas évolué; il tourne relativement lentement avec une période de 394 ms soit 2.5 rotations/s sur une orbite excentrique qu'il boucle en ~4.74 heures. En revanche, la naine blanche accréta la matière du progéniteur du pulsar, accélérant la vitesse de rotation de l'étoile naine qui présente une période proche de 200 secondes (contre ~27 jours pour le Soleil).

Rappelons que l'effet Lense-Thirring a déjà été observé dans d'autres corps célestes, notamment dans l'orbite des satellites artificiels, dans le disque interne des trous noirs et à présent dans les impulsions d'un pulsar. C'est la première fois qu'on constate que ce phénomène induit une accélération de la vitesse de rotation d'une étoile naine.

Prochain chapitre

La famille des pulsars

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

[19] Dans une étude publiée en 2019 dans la revue "Nature", l'équipe de H.T.Cromatie de l'Université de Virginie annonça la découverte d'un pulsar milliseconde, une étoile à neutrons, de 2.17 M et de 30 km de diamètre. A propos de la masse de Chandrasekhar lire, R.Canal et E.Schatzman, Astronomy and Astrophysics, 46, 1976, p229 - L'équipe de M.Prakash a 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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