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La diversité des étoiles

Espace de paramètres ou diagramme P- des objets transitoires connus à ce jour. Document NRAO (2018).

La famille des pulsars (IX)

En 1993, le radioastronome Joe H. Taylor et ses collègues avaient catalogué 558 pulsars (tous dans la Voie Lactée), un nombre qui progressa ensuite rapidement. Ainsi, en 2013 on dénombrait plus de 2000 pulsars et début 2018 on en dénombrait plus de 2600. Une estimation basée sur leur éclat et leur distribution indiquerait que la Voie Lactée contiendrait 70000 pulsars (cf. R-D. Nong et al., 2019) 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, X ou gamma.

Parmi les pulsars, en 2022 on dénombrait 413 pulsars millisecondes ou MSP dont près d'un tiers dans des amas globulaires, 80 pulsars X dont 65 dans le seul Petit Nuage de Magellan (SMC), 4 pulsars X utra-lumineux ou ULX, 118 pulsars gamma (> 0.1 GeV, cf. J.Wu et al., 2017), 25 pulsars extragalactiques hormis ceux du SMC) et à ce jour un seul pulsar transitionnel ou pulsar "hoquetant".

Certains pulsars peuvent appartenir à plusieurs catégories car il suffit qu'on détecte des émissions X ou gamma pour qu'il soit ajouté à cette catégorie spécifique (par exemple le pulsar du Crabe est un pulsar "classique" - radio et relativement lent - mais également un pulsar X et gamma, le pulsar de Vela est un MSP mais également un pulsar gamma très puissant dont le jet rayonne aussi en rayons X). On y reviendra.

Les astronomes découvrent en moyenne 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. A lui seul, le radiotélescope FAST de 500 m de diamètre installé en Chine découvrit 84 pulsars en deux ans (2017-2019) dont PSR J0318+0253) en 2018, un pulsar milliseconde qui est également un émetteur gamma.

Participer au projet Einstein@Home

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

A gauche, caractéristiques des pulsars. 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 dépasse 5 PFLOPS (2019). Chaque année quelque 200 pulsars sont découverts notamment grâce à cette application distribuée que vous pouvez installer sur votre ordinateur. Documents T.Lombry et UWM/T.Lombry.

Après avoir décrit les pulsars "classiques" c'est-à-dire des radiosources dont la période est plutôt lente et les émissions globalement limitées aux bandes radio et parfois optique, décrivons à présent les autres familles de pulsars dont les membres deviennent tous les jours plus nombreux.

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 est agencée en systèmes binaires serrés constitués d'une étoile à neutrons et d'une étoile moins dense qui peut être une étoile géante ou une étoile naine. Leurs propriétés ne sont pas liées à l'explosion d'une étoile et leur émission limitée au rayonnement X et donc sans contrepartie optique 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 plasma sur la croûte de l'étoile à neutrons qui produit l'émission X. En effet, en raison de l'intensité de la gravité régnant sur une étoile à neutrons (~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 à l'autre bout de la Voie Lactée !

La plupart des pulsars X présentent un champ magnétique assez élevé, de l'ordre de 1012 G ou 108 T, similaire à celui des pulsars isolés. Pour rappel le record est détenu par le pulsar X binaire accrétant GRO J1008-57 dont l'intensité du champ magnétique atteint environ 1013 G, 1 milliard de teslas, à la surface de l'étoile à neutrons.

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

Parmi les pulsars X citons Centaurus X-3, Hercules X-1 et GRO J1744-28 qui changea de catégorie en 2018, devenant un pulsar "hoquetant" ou transitionnel (voir plus bas).

Relation entre pulsar ULX et gamma

La poignée de pulsars X ultra-lumineux (ULX) découverts à ce jour dont ULX-1 furent caractérisés comme tels grâce à leur émission gamma quiescente et la comparaison du profil de leur activité avec un nouveau modèle développé par Diego Torres de l'ICREA de Barcelone et ses collègues dont un compte-rendu fut publié dans "The Astrophysical Journal letters" en 2018.

C'est ainsi qu'on découvrit que PSR J1826-1256 qui est aussi un pulsar gamma milliseconde était également très brillant en rayons X. En effet, comme on le voit ci-dessous, le spectre d'énergie entre 102-1012 eV de ce type de pulsar correspond parfaitement à la courbe modélisée à condition de tenir compte de l'émission X, signature que les chercheurs ont retrouvé dans les archives des satellites Fermi-LAT, Chandra et XMM-Newton.

Courbes d'énergie des émissions X et gamma de trois pulsars détectés par les télescopes spatiaux gamma Fermi, X Chandra (à gauche et au centre) et X XMM-Newton (à droite). La courbe magenta représente le meilleur ajustement du modèle décrivant l’émission globale des sources par rapport aux données observées (symboles noirs). Dans la ligne supérieure, l'ajustement a été réalisé en utilisant uniquement les données des rayons gamma; la valeur dans la plage d'énergie des rayons X représente la prédiction théorique, ce qui est assez proche des observations ultérieures. Dans la ligne inférieure, l'ajustement inclut également les données de rayons X, le modèle fournissant une description plus précise du phénomène. Document J.Li et al. (2018).

Cette découverte augmente sensiblement le nombre total de pulsars connu émettant des rayons X. Sur base de cette modélisation, les astronomes s'attendent à découvrir beaucoup plus de pulsars gamma ULX dans les prochaines années.

Emission infrarouge autour d'un pulsar X

Bien que les étoiles à neutrons et les pulsars soient généralement étudiés dans les domaines radio et des hautes énergies (X et gamma), l'astrophysicienne Bettina Posselt de l'Université d'Etat de Pennsylvanie et ses collègues ont démontré dans un article publiée dans "The Astrophysical Journal" en 2018 que certaines de ces étoiles peuvent également être étudiées en infrarouge.

Illustration du disque de poussière chaude entourant le pulsar RX J0806.4-4123. C'est probablement ce disque qui produit la signature infrarouge détectée par le Télescope Spatial Hubble. Document NASA/ESA/N.Tr'Ehnl.

Grâce au VLA et ensuite au moyen des télescopes spatiaux Herschel et Hubble, les chercheurs ont étudié un des sept pulsars émettant des rayons X appartenant au groupe surnommé les "Magnificent Seven" ou XTINS (X-Ray Thermal Isolated Neutron Stars). Ces pulsars sont plus chauds que prévu compte tenu de leur âge et de leur réserve d'énergie fournie par la perte d'énergie de rotation. Ce pulsar atypique catalogué RX J0806.4-4123 présente une zone d'émission infrarouge étendue dont la taille atteint ~200 UA soit quelque 30 milliards de kilomètres. C'est la première étoile à neutrons (et pulsar) dont un signal étendu n'a été observé que dans le rayonnement proche infrarouge en bande H à 160 microns (très proche de la raie interdite [CII] à 158 microns du continuum de la poussière qu'étudie par exemple ALMA) et sans contrepartie optique.

Pour comprendre cette particularité, les chercheurs ont proposé deux explications : soit il existe un disque de poussière autour du pulsar soit l'émission infrarouge provient de la nébuleuse du vent de pulsar (PWN).

Dans le premier cas, il pourrait exister ce qu’on appelle un "disque de repli" composé des cendres nucléaires qui se seraient amassées autour de l’étoile à neutrons après l'explosion de l'étoile massive précurseur en supernova. Son interaction ultérieure avec l'étoile à neutrons aurait pu chauffer le pulsar et ralentir sa rotation dont la période est actuellement de 11.37 s. Selon Posselt, "si ce disque de repli de la supernova existe, ce résultat pourrait changer notre compréhension générale de l'évolution des étoiles à neutrons." Il faut à présent le détecter en faisant appel aux plus grands télescopes sensibles à l'infrarouge, qu'il s'agit des télescopes optiques comme le JWST ou les radiotélescopes de type VLA ou ALMA.

La seconde explication possible de l’émission infrarouge prolongée de cette étoile à neutrons est l'existence d'une PWN. Dans ce cas ce pulsar serait associé aux rémanents d'une supernova et plus exactement au reste stellaire mais à ce jour il n'est pas repris dans le PWNcat car il ne présente pas de vent de pulsar. Rappelons qu'un vent de pulsar peut être produit lorsque les particules sont accélérées dans le champ électrique produit par la rotation rapide d’une étoile à neutrons présentant un puissant champ magnétique. Lorsque l’étoile à neutrons traverse le milieu interstellaire à une vitesse supérieure à celle du son, un choc se produit à l'endroit où le vent de pulsar interagit avec le milieu interstellaire. Les particules choquées émettraient alors un rayonnement synchrotron, provoquant le signal infrarouge étendu qui fut détecté. Mais selon Posselt, "en général les PWN sont observées dans les rayons X et l'existence d'un PWN infrarouge serait très inhabituel et passionnant." Affaire à suivre.

Les pulsars millisecondes

Pulsations des six pulsars millisecondes les plus lumineux. Document MPIfRA adapté par l'auteur.

Selon R.N. Manchester du CSIRO, environ 70% des pulsars millisecondes (MSP) identifiés forment des systèmes binaires et 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.

Historiquement, c'est en 1982 que l'équipe de Don C.Baker annonça dans la revue "Nature" la découverte du premier pulsar milliseconde, PSR B1937+21, dans la constellation du Petit Renard. Il présente une période de 1.558 ms soit 645 rotations/seconde et resta pendant plus de 20 ans le pulsar le plus rapide connu. Comme expliqué précédemment, c'est également l'un des rares pulsars produisant des impulsions radio géantes (GRP). Par rapport à d'autres astres, il présente un champ magnétique très faible (~108.5 G) et une période de rotation 20 fois plus rapide que le 2e pulsar milliseconde, le pulsar du Crabe PSR B0531+21 dont la période est de 33.4 ms soit ~30 rotations/seconde et le champ magnétique de 3.8x1012 G.

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 rotations/seconde (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 rotations/seconde, au-delà de laquelle il se disloque.

Le second pulsar milliseconde le plus rapide est PSR J0952-0607 décrit précédemment dont la masse atteint ~2.35 M et dont la période est de 1.41 ms (cf. R.W. Romani et al., 2022).

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.

Formation d'un pulsar milliseconde

Comment se forme un pulsar milliseconde ? Le schéma suivant préparé par le NRAO va nous aider à comprendre son évolution.

1. Au départ il existe un système binaire constitué d'une étoile massive géante (ou 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 à neutrons. Pendant quelques dizaines de millions d'années, cette étoile à neutrons est active et émet un rayonnement radioélectrique; elle devient un pulsar. Finalement, elle perd son énergie de rotation, ralentit et cesse d'émettre son rayonnement radioélectrique. Elle devient une étoile à neutrons inerte et une radiosource éteinte qui va continuer à se refroidir durant des milliards d'années.

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 à neutrons et tombe finalement sur sa surface par accrétion. Ce phénomène d'accrétion va transférer le moment angulaire à l'étoile à neutrons, 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 à neutrons présente une vitesse de rotation très rapide et se transforme en pulsar radio milliseconde. Ce processus est appelé le "recyclage" (voir page précédente). Les "vents" violents (constitués de particules chargées) émis par le pulsar vont "éroder" l'atmosphère de l'étoile captive, les nuages de gaz pouvant à l'occasion créer des phénomènes d'éclipse des émissions radioélectriques du pulsar (cf. la "Veuve noire" PSR 1957+20 ci-dessous).

Les pulsars veuves noires et autres araignées

Il s'agit d'une catégorie de pulsars binaires millisecondes extrêmes dont le compagnon est une étoile semi-dégénérée . On les surnomme les "pulsars araignées" car comme leur alter-ego ils ont tendance à "manger" leur compagnon. Ces astres sont en outre classés dans la catégorie des "veuves noires" lorsque le compagnon a une masse extrêmement faible (moins de 0.1 M), tandis que si l'étoile secondaire est plus lourde, on les appelle "redbacks" (par référence à cette espèce d'araignée très vénimeuse d'Australie).

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 PSR 1957+20 surnommé la "Veuve noire" découvert en 1988 dont le compagnon reste invisible. Toutes les 9 heures le signal pulsé s'interrompt durant 50 minutes (cf. A.Fruchter et al., 1988).

Citons également le très massif et énergétique pulsar milliseconde PSR J0952-0607 évoqué plus haut qui finira probablement par détruire totalement son compagnon stellaire dont la masse n'atteint plus que 2% de celle du Soleil (cf. R.W. Romani et al., 2022).

Un autre cas similaire est PSR J2055+3829, un pulsar milliseconde présentant une période d'environ 2.09 ms. Il fut découvert en 2017 grâce au radiotélescope de Nançay dans le cadre du sondage SPAN512. Il a un compagnon de faible masse qui boucle son orbite en seulement 3.1 heures.

A gauche, l'impulsion du MSP veuve noire PSR J2055+3829 détectée à 1.4 GHz grâce au radiotélescope de Nancay. A droite, la densité du flux de PSR J2055+3829 à 1.4 GHz en fonction de la phase orbitale et celle de l'impulsion. Les échelles ont été adaptées pour plus de lisibilité. La ligne bleue de tirets verticaux indique la phase de la conjonction supérieure (phase orbitale 0.25) où se manifeste l'éclipse du signal radioélectrique. Documents L.Guillemot et al. (2019) adaptés par l'auteur.

Comme on le voit ci-dessus à droite, les observations de synchronisation ont permis d'identifier des éclipses du signal radio de ce pulsar. En particulier, à 1.4 GHz le signal est éclipsé sur ~10% de son orbite pendant quelques minutes autour de la conjonction supérieure du système. Ces éclipses, asymétriques et variables, sont très probablement causées par l'éjection de matériau du compagnon. La masse du compagnon varierait entre 0.023 et 0.053 M.

En tenant compte de la masse estimée du compagnon, de la présence d'éclipses radioélectriques et de la détection de variations temporelles de la période orbitale, les chercheurs ont classé PSR J2055+3829 parmi les pulsars à éclipse "veuve noire".

L'étude a révélé que la masse du pulsar se situait probablement autour de 1.4 M et que les deux objets étaient séparés d'environ 1.2 Rs. En comparant les résultats avec d'autres études, les chercheurs ont conclu que les fonctions de masse des "veuves noires" éclipsantes étaient généralement plus élevées que celles des non-éclipsantes. La prochaine étape consiste à essayer d'expliquer ce qui pourrait être responsable de ces éclipses et quelle est la nature du compagnon.

Les pulsars gamma

Suite au lancement du satellite Fermi 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 les modèles actuels.

Les rémanents de la supernova de Vela, SNR G263.9-03.3, dans la constellation des Voiles. Le champ couvre 16°. L'étoile jaune à gauche est λ Velorum, la bleue en dessous à droite est γ Velorum. Cette zone abrite notamment le pulsar de Vela, PSR B0835-4510. Documents Maurizio Cabibbo.

Selon une étude de l'équipe J.Wu publiée fin 2017, on a identifié 118 pulsars gamma. L'un d'eux découvert en 1968 est situé dans les rémanents de la supernova de Vela alias SNR G263.9-03.3 (Vela XYZ ou encore Gum 16). C'est le pulsar milliseconde de Vela, PSR J0835-4510 alias PSR B0844-45. Il présente une période de 89 ms ou 11.2 rotations/s. Le rémanent se situe à environ 815 années-lumière et s'étend sur environ 8° (cf. cette photo prise par Robert Gendler). Cette source émet à travers tout le spectre. Nous verrons plus bas que le pulsar de Vela génère également des "glitches".

En 2023, grâce à l'observatoire H.E.S.S. des rayons gamma (qui détecte les anneaux de Cerenkov) installé en Namibie, une équipe internationale de chercheurs enregistra les rayons gamma les plus énergétiques émis par le pulsar de Vela : plus de 20 TeV (cf. The H.E.S.S. Collaboration et al., 2023). C'est 200 fois son niveau d'émission normal et un ordre de grandeur supérieur à l'émission gamma normale du pulsar du Crabe, la seule autre source gamma où des émissions de l'ordre du TeV furent observées (voir ci-dessous).

A voir : Scientists discover the most energetic gamma rays from a pulsar ever, DES, 2023

Les chercheurs expliquent difficilement un tel niveau d'énergie avec le modèle classique du dipole magnétique du cylindre de lumière où des électrons sont accélérés dans la magnétosphère de l'étoile le long des lignes de force du champ magnétique. Le cylindre restant relativement petit, il peut difficilement générer plus de quelques GeV.

Mais les chercheurs ne manquent pas d'idées. Selon Arache Djannati-Ataï, du Laboratoire Astroparticule et Cosmologie du CNRS et auteur principal de cet article, il est possible que des photons infrarouges (et donc de plus basse énergie), émis par le pulsar interagiraient avec les électrons de haute énergie qui se seraient échappés du cylindre de lumière. L'énergie des électrons serait transférée aux photons. Une autre explication est celle de la reconnexion magnétique (cf. les éruptions solaires et les aurores). Elle a lieu au-delà du cylindre de lumière, dans le plan équatorial, où les lignes de champ magnétique des deux pôles se rejoignent pour former la "feuille de courant". Dans les deux scénarii, les photons gagnent énormement d'énergie mais elle reste insuffisante pour coller aux observations. Les recherches continuent.

A ce jour, le photon gamma le plus énergétique fut émis par le pulsar du Crabe. Son énergie atteignit 450 TeV ! Il fut détecté en 2019 par l'installation Tibet ASγ (cf. M.Amenomori et al., 2019, en PDF sur arXiv) qui détecta 24 évènements de plus de 100 TeV. Ce photon super-énergétique résulte d'une succession d'accélérations engendrées par des champs magnétiques et des ondes de choc qui permettent aux particules chargées d'atteindre de telles énergies. Ensuite, il y a un transfert d'énergie de ces particules aux photons par l'effet Compton inverse (la diffusion élastique d'un électron sur un photon).

Ces sources gamma 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.

Comme dans l'exemple du pulsar de Vela, dans certains cas ce n'est pas uniquement le pulsar qui émet ce rayonnement mais des sources distinctes en interaction avec le rayonnement du pulsar. 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.

Au-dessus, superposition des images X, IR et visible du pulsar gamma Geminga alias PSR J0633+1746 et du pulsar radio B0355+54 obtenues par Chandra, Spitzer et le HST. En dessous, leur géométrie illustrée par N.Tr'Ehnl. Ces deux pulsars associés à une PWN ont une période de respectivement 237 ms et 714 ms soit ~5 et 1.4 rotation/s et sont âgés de ~500000 ans.

Les astronomes ont donc d'abord recherché la trace d'un autre pulsar, en vain. Jusqu'à ce qu'ils découvrent 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 spatiale, les astronomes ont découvert que cette émission secondaire provient d'un front de choc, probablement issu des éjecta 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 à neutrons 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 associés à un trou noir. Seuls les observatoires spatiaux tels Neil Gehrels Swift et le Fermi LAT peuvent valider cette hypothèse.

Le pulsar transitionnel ou pulsar "hoquetant"

Comme le rappelle le site du CGRO dont le satellite GRO de la NASA scrute le ciel X et γ depuis 1991, le 2 décembre 1995 une source X fut découverte grâce à l'instrument ou expérience BATSE (Burst And Transient Source Experiment). À l'époque, la source présentait 18 éruptions ou pulsations par heure dans une gamme d'énergies variant entre 20-50 keV, chaque éruption durant entre 8 et 30 secondes. Depuis la fréquence des éruptions a diminué jusqu'à 1 éruption/heure et finit par ne plus être détectable au-dessus de 20 keV. Puis l'activité reprit au taux d'une éruption toutes les 1 à 3 minutes pour s'affaiblir quelques semaines plus tard. Et le cycle s'est répété.

Début 1996, malgré l'absence de contrepartie optique, la cartographie de la source X et les calculs ont montré que cette source correspondait à un astre compact d'environ 1.4 M désigné sous le code de GRO J1744-28 dont les pulsations X étaient plusieurs ordres de grandeur supérieures à celles du pulsar du Crabe.

A gauche, localisation de la source transitionnelle X par triangulation par des moyens optique (IR), X entre 1-100 keV par le satellite ROSAT et le réseau IPN. Le pulsar GRO J1744-28 est au centre du grand cercle et c'est une source ponctuelle contrairement à ce que suggère cette image. L'acronyme IPN signifie "Interplanetary Network". Il s'agit d'un réseau de satellites opérationnels depuis 1978 utilisés pour trianguler les sources X et gamma. A droite, exemple de courbe X de GRO J1744-28 obtenue en 1996 avec une résolution temporelle de 1 seconde (le profil variant selon la résolution). Documents Rudy A. D. Wijnands et Qifei Wang (2002) et NASA/GSFC/RXTE adapté par l'auteur.

Cet objet fut appelé "bursting pulsar" (pulsar "hoquetant") ou pulsar transitionnel. Sa nature fut longtemps restée mystérieuse jusqu'aux travaux de Jamie Court et ses collègues de l'Université de Southampton qui publièrent les résultats de leur étude dans les "MNRAS" en 2018.

Les chercheurs ont retrouvé des données sur ce pulsar transitionnel dans les archives du satellite RXTE de la NASA qui retomba sur Terre le 30 avril 2018 après 22 ans de service et avoir permis aux chercheurs de publier plus de 3100 articles scientifiques.

GRO J1744-28 est le pulsar "traditionnel" le plus lent avec deux rotations par seconde (nous verrons que certains magnétars sont encore plus lents). De ce fait, il présente un champ magnétique extrêmement intense.

Comment cette étoile compacte émet-elle ce rayonnement X et pourquoi varie-t-il ? Selon les auteurs, l'objet appartient à une rare classe d'étoiles à neutrons dont il est l'unique représentant pour l'instant. Il s'agit d'une LMXB (Low-Mass X-ray Binary) formant un système binaire X avec une étoile de 0.07-0.14 M dont il accrète lentement l'atmosphère. Les deux astres effectuent une révolution orbitale autour de leur barycentre commun en 11.8 jours.

Le flot de matière accrété du compagnon s'enroule autour de l'étoile à neutrons et l'alimente en énergie. Les forces de friction chauffent ce gaz jusqu'à des millions de degrés l'amenant à briller intensément dans le rayonnement X. A mesure que le compagnon s'éloigne sur son orbite, le flux diminue mais l'émission ne s'arrête pas progressivement mais présente des "hoquets", c'est-à-dire que l'astre émet des bouffées de rayonnements alternant des pulsations X et radios sur des échelles de temps de plusieurs années.

Le pulsar transitionnel GRO J1744-28 en phase éruptive (gauche) et calme (droite) tel qu'enregistré en 1996 par l'expérience BATSE du satellite CGRO. Documents CGRO/NASA.

Selon Court et ses collègues, vers la fin du processus d'accrétion ce flux devient intermittent et peut même temporairement disparaître, provoquant une lente diffusion des émissions X, comme un moteur en train de s'essoufler. Même lorsque le flux est détectable, il présente des irrégularités. Elles s'expliqueraient par une lutte entre le gaz en cours d'accrétion et le champ magnétique, provoquant l'absorption par l'étoile à neutrons de matière par "gorgées", donnant l'impression qu'il a le "hoquet". Ce phénomène est typique de cette catégorie de pulsars.

 Selon Court, en raison de sa variabilité transitionnelle, son comportement le rapproche des pulsars millisecondes tel PSR J1023+0038. Il serait le "chaînon manquant" reliant les deux catégories et serait proche de la fin de sa phase de recyclage, un scénario qui doit à présent être expliqué par les modèles et validé par d'autres observations.

Avec seulement deux rotation par seconde soit un taux 100 fois plus lent que la plupart des pulsars, les chercheurs pensent que le "moteur" à l'origine du flux de matière n'a pas réussi à faire tourner l'étoile à neutrons aussi rapidement qu'elle devrait. Pour les astrophysiciens, cela suggère qu'ils ne comprennent pas encore tout à fait comment ces étoiles compactes évoluent avec le temps.

En plus, l'étoile à neutrons présente un champ magnétique anormalement élevé équivalant à plus de 100 milliards de fois l'intensité de celui de la Terre et 100 fois plus intense que celui des autres pulsars. Cela reste donc un sujet d'étude extrêmement intéressant pour mieux comprendre la physique désordonnée de ces "hoquets cosmiques" dans un environnement plus extrême que jamais. Cela montre aussi que même après avoir été déclassé voici plusieurs années (en 2012), le satellite RXTE permet encore de faire de nouvelles découvertes scientifiques !

A voir et écouter : Pulsar music, Roscosmos

A consulter : Pulsar astronomy.net

Le son des pulsars

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

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

le pulsar de Vela PSR 0833-4510, un pulsar gamma milliseconde d'une période de 89.3 ms ou ~11 rotations/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.

motif présent dans une impulsion (1.56 ms ou 623 Hz) du pulsar milliseconde PSR 1937+21. Signal traité par l'auteur. Pour plus d'informations sur cette microstructure, voir Jodrell Bank. Ce signal est différent de celui des artefacts de traitement.

Les découvertes récentes des différentes familles de pulsars et de leur mécanisme d'émission sont un pas de plus vers la compréhension des relations entre l'émission des pulsars dans les différentes parties du spectre électromagnétique et leur nature profonde. A terme, on peut envisager de prévoir de manière précise la luminosité d'un pulsar à une longueur d'onde donnée. Cela permettra aux astronomes de mieux comprendre l'interaction entre les particules et les champs magnétiques dans les pulsars mais également dans d'autres phénomènes. De façon plus générale, l'étude des pulsars est également utile pour la future navigation spatiale.

Les glitches

Lorsque les pulsars perdent de l'énergie, principalement sous la forme d'un jet dipolaire magnétique, leur rotation ralentit en conséquence. Dans certains pulsars, on observe une accélération soudaine lors d'évènements sporadiques appelés "glitches" (qu'on traduit littéralement par "problèmes", "pépins" ou plus scientifiquement par "hoquets"). Ces glitches affectent non seulement le taux de rotation du pulsar mais également sa magnétosphère.

Les glitches furent découverts par Martin Rees et ses collègues en 1971 dans le pulsar du Crabe. A l'époque on ignorait de quoi il s'agissait, d'où ce surnom. C'est Anderson et Itoh qui proposèrent en 1975 que le glitch correspond à une libération catastrophique d'énergie ayant pour effet un échange de moment angulaire entre le noyau externe superfluide et la croûte du pulsar. Mais les chercheurs attendront 44 ans pour le prouver et 48 ans pour le simuler. On y reviendra.

Un glitch est un changement brutal de la période de rotation du pulsar - généralement une accélération subite - suite à une modification de sa structure. Comme l'expliqua Bennett Link du LANL et ses collègues en 1992, "la vitesse de rotation d'un pulsar diminue généralement en raison des couples de freinage électromagnétiques externes, mais présente parfois des augmentations soudaines ("des glitches") suivies de reprises graduelles pouvant durer des jours, voire des années." Les glitches sont de l'ordre de 10-9 à 10-5 Hz mais ceux de type Vela présentent les plus grandes amplitudes de l'ordre de ~10-5 Hz comme le montre le graphique présenté ci-dessous à droite.

A consulter : Table des glitches, ATNF - Amplitudes des glitches du pulsar de Vela

ATNF Pulsar Catalog

A gauche, les glitches du pulsar de Vela PSR J0835-4510. A droite, diagramme de dispersion des paires d'amptitudes des glitches (δν, axe X) et du taux de ralentissement (δ, axe Y) des pulsars. Les histogrammes indiquent l'amplitude des glitches pour chaque sous-population. Les marqueurs soulignent les glitches de pulsars intéressants. Voir le texte pour les explications. Documents C.M.Espinoza et al. (2011) et G.Ashton et al. (2019) adaptés par l'auteur.

Notons que lorsqu'un pulsar présente un glitch, on observe toujours un changement de sa fréquence (ν), mais on peut également souvent mesurer le taux de ralentissement () et parfois le taux d'accélération () comme expliqué page précédente.

La théorie décrivant l'origine des gliches fait en grande partie toujours l'objet de discussions. En effet, la plupart des modèles théoriques traitent exclusivement du changement de fréquence (ν) mais peinent à expliquer le taux de ralentissement ().

Greg Ashton précité nous rappelle qu'il existe grosso modo deux modèles : un couplage "croûte-tremblement" et un couplage superfluide.

Dans le modèle du tremblement de la croûte, un glitch représente un "craquement" de la croûte de l'étoile qui s'enfonce légèrement vers l'intérieur. Malheureusement, il n'est pas clair de savoir "quelle partie" de l’étoile s'effondre. Ne connaissant ni son origine ni ses contraintes, on ne peut pas vraiment estimer l'amplitude de cet éventuel effondrement ni s'il produit éventuellement une variation du rayon (de la hauteur de la surface) du pulsar. C'est une question ouverte car la réponse dépend de l'origine du glitch.

Pour le modèle du couplage superfluide que supporte une majorité de chercheurs, les glitches se produisent en raison d'un couple (il se forme un moment de torsion ou "torque" en anglais), c'est-à-dire de déformations internes dans le superfluide. Mais dans ce cas, les choses sont encore plus compliquées car la structure interne de l'étoile comprend trois composantes tournant à des vitesses différentes comme illustré ci-dessous à gauche.

A voir : Pulsar glitch - Vela Pulsar, CXC

A gauche, la structure interne du pulsar de Vela déduite de l'analyse d'un glitch enregistré en 2016 sur laquelle sont superposées les courbes de spin de chaque composante. Au centre, variation de la fréquence angulaire ν d'un pulsar en fonction du temps pendant un glitch. La fraction de récupération Q mesure la proportion de la fréquence qui décroît. Le glitch se caractérise par (1) une réduction constante du taux de rotation de l'étoile, (2) un saut en fréquence et (3) une relaxe progressive jusqu'au taux de rotation initial. A droite, image X du pulsar de Vela, PSR J0835-4510. Le pulsar milliseconde est le petit point brillant au centre du halo. On distingue clairement le jet qu'il émet sur 0.7 année-lumière. Voir aussi la vidéo ci-dessus sur YouTube. Documents Carl Knox, C.van Eysden adaptés par l'auteur et Chandra.

En pratique, le glitch se manifeste par une légère modification de la vitesse de rotation de l'étoile à neutrons et de sa magnétosphère corotative que les radioastronomes détectent par un changement brusque dans la synchronisation des impulsions radio observées. La mesure de la densité de flux, de la polarisation et des temps d'arrivée du glitch avec une résolution temporelle élevée peuvent révéler l'équation d'état du superfluide crustal, son rapport de traînée à la portance et les paramètres décrivant son frottement avec la croûte (cf. A.Sourie et al., 2017). Mais cela n'a pas été possible jusqu'à présent car les glitches se produisent de manière imprévisible.

En 2018, des chercheurs ont analysé l'un des glitches du pulsar de Vela, dont la fréquence de rotation est de 11.2 Hz ou 89 ms. Le glitch fut détecté le 12 décembre 2016 à 11h36 TU au cours d'observations continues du pulsar sur une période de trois ans au moyen du radiotélescope de 26 m de diamètre de l'Université de Tasmanie installé à l'Observatoire du Mt Pleasant.

Les chercheurs ont détecté des changements soudains dans la forme des impulsions qui coïncidaient avec le glitch : une impulsion était exceptionnellement large, l'impulsion suivante était manquante (un "nul") et les deux impulsions suivantes avaient une polarisation linéaire étonnamment basse. Cette séquence a été suivie d'un intervalle de 2.6 secondes au cours duquel les impulsions sont arrivées plus tard que d'habitude, ce qui indique que le glitch affecta la magnétosphère (cf. J.Palfreyman et al., 2018).

En 2019, l'équipe de Greg Ashton comprenant Jim Palfreyman précité réanalysa le glitch du pulsar de Vela de 2016, ce qui permit au chercheurs d'en savoir plus sur la structure interne et la composition de ce pulsar milliseconde. Selon Paul Lasky, coauteur de cette étude, "l'une de ces composantes, une soupe de neutrons superfluides dans la couche interne de la croûte, se déplace d'abord vers l'extérieur et frappe la croûte externe rigide de l'étoile, ce qui la fait tourner. Mais ensuite, une deuxième soupe de superfluide qui se déplace dans le noyau rattrape la première, ce qui ralentit la rotation de l'étoile." Ce dépassement fut prédit à plusieurs reprises dans la littérature, mais c'est la première fois qu'il fut identifié en temps réel dans les observations. Une de ces prédictions de ce dépassement fut proposée par Vanessa Graber de l'Université McGill, également coauttrice de l'article.

Simulation des glitches

Le phénomène des glitches suggère que la croûte des étoiles à neutrons (et donc également des pulsars) serait dans un état supersolide qui présente à la fois des propriétés cristallines et superfluides. Dans un supersolide, la rotation est caractérisée par de nombreux petits vortex quantifiés, chacun transportant une fraction du moment cinétique. Lorsqu'ils s'échappent collectivement de la croûte interne de l'étoile et remontent vers sa croûte externe solide, ils sont absorbés par celle-ci en provoquant une augmentation soudaine de la vitesse de rotation de l'étoile.

Simulation des glitches d'un supersolide dipolaire. Document E.Poli et al. (2023).

Grâce à une collaboration entre physiciens quantiques et astrophysiciens de l'Université d'Innsbruck, de l'Académie autrichienne des sciences, des Laboratoires Nationaux de Gran Sasso et de l'Institut scientifique du Gran Sasso en Italie dirigée par Francesca Ferlaino et Massimo Mannarelli, les chercheurs ont réalisé une avancée significative dans la compréhension des propriétés de la matière dans les conditions extrêmes des étoiles à neutrons. Ils sont parvenus à simuler numériquement des glitches avec des gaz d'atomes dipolaires ultrafroids en phase supersolide (cf. E.Poli et al., 2023 et en PDF).

Selon Elena Poli, autrice principale de cet article, "Nos recherches établissent un lien étroit entre la mécanique quantique et l'astrophysique et offrent une nouvelle perspective sur la nature intérieure des étoiles à neutrons."

Selon les auteurs, "Cette approche révolutionnaire permet une exploration détaillée du mécanisme des glitches, y compris sa dépendance à la qualité du supersolide, fournissant un outil pour étudier les glitches provenant de différentes profondeurs radiales d'une étoile à neutrons. En comparant notre théorie aux observations d'étoiles à neutrons, nos travaux ouvriront une nouvelle voie pour la simulation quantique des objets stellaires dans des laboratoires terrestres à basse énergie."

Les auteurs soulignent également que l'un des plus grands atouts des gaz ultrafroids réside dans leur capacité à simuler le comportement de systèmes très disparates. Cette capacité permet aux systèmes de gaz quantiques de servir de puissants solveurs pour résoudre des questions fondamentales ouvertes concernant la dynamique sous-jacente des systèmes physiques complexes. Ce genre de simulation trouve des applications dans la supraconductivité métallique, les systèmes de matière condensée et la matière nucléaire. Dans ce dernier domaine, le comportement de la matière nucléaire dans les conditions extrêmes des étoiles à neutrons sont les plus difficiles à réaliser. C'est donc une grande première d'avoir réussi à simuler des glitches.

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 la revue "Nature" qu'elle avait découvert l'année précédente un nouveau type d'étoile nommé "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 radio caractérisés par une période irrégulière. Selon Andrew Lyne, collègue de McLaughlin, "les flashes radio paraissaient tellement artificiels qu'il était difficile de croire qu'ils provenaient de l'espace."

Ces RRATs sont particulièrement difficiles à détecter car ils restent silencieux la plupart du temps. Les premières analyses ont montré que les émissions radioélectriques durent entre 2 et 30 ms, 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 à neutrons en rotation.

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

En 2005, grâce au télescope orbital Chandra, la même équipe avait découvert la contrepartie X de l'une de ces radiosources, 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 trois 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.

Afin d'expliquer l'irrégularité des impulsions des RRATs tout en les incorporant dans l'évolution générale des pulsars, les chercheurs supposent qu'en réalité leur émission est régulière mais elle est indétectable en raison de la faible luminosité intrinsèque ou de la grande distance des radiosources.

Cependant, en supposant que lors de leur détection, ils étaient "inactifs", plusieurs auteurs ont proposé des mécanismes permettant d'expliquer cette émission sporadique.

L'une des théories fait l'hypothèse que ces RRATs perdent progressivement de l'énergie en s'approchant de la "ligne de mort" décrite page précédente, où le mécanisme d'émission des pulsars faiblit et peut devenir sporadique. Cependant, bien que cela soit cohérent avec certains comportements des RRATs (cf. B.Zhang et al., 2006), les RRATs dont les périodes et les taux de ralentissement sont connus ne se situent pas près de cette ligne de mort comme le montra McLaughlin en 2006.

Selon une autre théorie, le RRAT pourrait être entouré par les débris de la supernova et des nuages d'astéroïdes formant un écran devant leur cône de lumière à l'origine de leurs émissions irrégulières (cf. J.M. Cordes et al., 2008).

Enfin, étant donné que la plupart des RRATs sont situés à grandes distances et présentent des comportements similaires, on peut aussi supposer que les émissions de certains RRATs seraient au seuil de détection des radiotélescopes.

Pour bien comprendre les mécanismes d'émission des RRATs, il serait nécessaire d'observer directement les débris entourant une étoile à neutrons, ce qui n'est pas possible avec nos instruments actuels, mais peut être possible avec le Square Kilometre Array (SKA). Néanmoins, au fur et à mesure que les astronomes détecteront de nouveaux RRATs, certaines de leurs caractéristiques pourraient devenir plus claires.

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

Le magnétar

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