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La diversité des étoiles

Document NRAO (2018).

La famille des pulsars (IX)

En 1993, 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 2019 on dénombrait 301 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.), 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 Véla 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 a découvert 84 pulsars en deux ans (2017-2019) dont PSR J0318+0253) en 2018, un pulsar milliseconde qui est également un émetteur gamma.

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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 sont agencés 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 (108 T), similaire à celui des pulsars isolés.

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

Parmi les pulsars X citons Centaurus X-3, Hercules X-1 et GRO J1744-28 qui a changé 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 les "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 2018 dans l'"Astrophysical Journal" 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 grâce au 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. 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.

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).

Les pulsars araignées et autres veuves noires

Il s'agit d'une catégorie de pulsars binaires millisecondes extrêmes dont le compagnon est une étoile semi-dégénérée et qu'on 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 baptisé la "Veuve noire" découvert en 1988 par l'équipe d'Andrew Fruchter dont le compagnon reste invisible. Toutes les 9 heures le signal pulsé s'interrompt durant 50 minutes.

Un autrre 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, la pulse 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 la pulse. 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 Véla 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 Véla, 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 Véla alias SNR G263.9-03.3 (Vela XYZ ou encore Gum 16). C'est le pulsar milliseconde 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 Véla génère également des "glitches".

A ce jour, le photo 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). C'est une succession d'accélérations engendrées par des champs magnétiquezs et des ondes de chocs 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 diffision 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 Véla, 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 grandeurs 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 plus bas que certains magnétars sont encore plus lents). En revanche, 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 !

Les glitches

Lorsque les pulsars perdent de l'énergie, principalement sous la forme d'un jet dipolaire magnétique, leur rotation ralentit en conséquence. Pour certains pulsars, cette accélération est interrompue par des évènements sporadiques soudains 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. On y reviendra.

Un glitch est un changement brutal de la période de rotation du pulsar 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 Véla 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 Véla

ATNF Pulsar Catalog

A gauche, les glitches du pulsar de Véla 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 l'illustre l'image présentée ci-dessous à gauche.

A voir : Pulsar glitch - Vela Pulsar, CXC

A gauche, la structure interne du pulsar de Véla 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 Véla, 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.

Dans un article publié par l'équipe de Jim Palfreyman de l'Université de Tasmanie dans la revue "Nature" en 2018, les chercheurs ont analysé l'un des glitches du pulsar de Véla, 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 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.

Dans un article publié dans la revue "Nature" en 2019, l'équipe de Greg Ashton comprenant Jim Palfreyman précité réanalysa le glitch du pulsar de Véla de 2016, ce qui leur permit 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 a été identifié en temps réel dans les observations. Une de ces prédictions de ce dépassement fut proposée par Vanessa Graber de l'Université McGill, également coauteure de l'article.

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 Véla 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 pulse (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 leur mécanisme d'émission sont un pas en avant vers la compréhension des relations entre l'émission des pulsars dans les différentes parties du spectre électromagnétique. 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.

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 radios caractérisés par une période irrégulière. Selon Andrew Lyne, collègue de McLaughlin, "les flashes radios paraissaient tellement artificiels qu'il était difficile de croire qu'ils provenaient de l'espace."

Ces RRATs sont particulièrement difficiles à détecter car ils restent silencieux la plupart du temps. Les premières analyses ont démontré que les émissions radioélectriques durent entre 2 et 30 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 (voir plus bas).

Afin d'expliquer l'irrégularité des pulses 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 à l'avenir 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.

Le magnétar

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

Lorsque le champ magnétique d'un pulsar devient très intense, de l'ordre de 4.144 x 1014 G soit 100 fois supérieur à celui d'un pulsar ordinaire (qui est déjà au moins 10 millions de fois supérieur à celui du Soleil, lui-même au moins 100 fois plus intense que celui de la Terre lorsqu'il est au minimum de son activité), il est capable de déformer l'écorce du magnétar et de la fracturer.

A gauche, illustration du champ magnétique et du jet dipolaire d'un magnétar dans des conditions normales. Au centre, illustration d'une éruption sur un magnétar produite par l'explosion de son écorce, ce qu'on appelle un tremblement d'étoile par analogie aux tremblements de terre, mais dans ce cas-ci elle libère une énergie 200 fois plus puissante que celle d'une supernova ! A droite, illustration des lignes de force du champ magnétique engendrées par un magnétar et des fractures dans son écorce. Documents T.Lombry et NASA/GSFC/S.Wiessinger et ESA.

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

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

Evolution de la luminosité bolométrique (intégrale) des magnétars. Document F.C. Zelati et al. (2017) adapté par l'auteur.

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

Les éruptions explosives des magnétars varient dans leurs spécificités, mais elles commencent généralement par une augmentation soudaine de la luminosité pendant quelques jours ou quelques semaines suivie par une baisse progressive qui peut durer plusieurs années jusqu'à ce que l'astre retrouve sa luminosité normale comme on le voit dans le diagramme présenté à droite.

Le champ électromagnétique d'un magnétar obéit aux lois de l'électrodynamique quantique. Il provoque des effets très étranges qui ne surviennent pas sous le seuil critique de ~1014 G. Parmi ces effets, citons la production de paire à partir d'un simple photon ou la séparation du photon, des phénomènes que les installations du CERN seraient bien incapables de générer tellement le niveau d'énergie est élevé (les physiciens peuvent uniquement produire des paires en faisant interagir un photon avec un noyau ou un autre boson).

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

Dans ces conditions, on comprend qu'à courte distance le magnétar est aussi dangereux qu'une supernova ou un trou noir actif ! Si la Terre se trouvait à moins de 100 années-lumière d'un magnétar, l'intensité de son rayonnement détruirait rapidement la couche d'ozone, exposant la surface aux rayonnements cosmiques et condamnant toute vie à court terme. Heureusement, les quelques magnétars découverts dans la Voie Lactée sont suffisamment loin pour ne pas trop nous inquiéter.

Origine de l'intensité du champ magnétique

Dans une étude publiée dans la revue "Sciences Advances" en 2020, Raphaël Raynaud du CEA et ses collègues ont montré que le puissant champ magnétique d'un magnétar peut être engendré dès de la formation d'une étoile à neutrons. En effet, juste après l'effondrement gravitationnel du coeur de fer, l'étoile à neutrons se refroidit rapidement en émettant une grande quantité de neutrinos. Ce refroidissement provoque une forte convection de matière à l'intérieur de l'astre. Selon les auteurs, ces déplacements brutaux de matière génèrent une très forte augmentation du champs magnétique existant par un effet dynamo semblable à celui qu'on observe dans le Soleil mais réduit à l'enveloppe d'une étoile à neutrons. Selon les simulations, l'amplification de l'intensité du champ magnétique dépend également de la vitesse de rotation de l'astre. À partir d'un champ magnétique initial, le champ magnétique peut être amplifié jusqu'à 1016 G pour une étoile à neutrons dont la période de rotation est inférieure à 6 ms.

A gauche, simulation 3D des lignes de champ magnétique dans la zone convective d'une étoile à neutrons naissante présentant une période de rotation de quelques millisecondes. Si sa période avait été supérieure à 8 ms, le champ serait 10 fois plus faible. A droite, illustration de l'intense champ magnétique entourant un magnétar. Selon de nouvelles données, cet astre serait l'émetteur des flashes qu'on associe aux FRBs. Document R.Raynaud et al. (2020) et Pitris/Dreamstime.

Enfin, selon les auteurs, le magnétar pourrait aussi expliquer la puissance colossale libérée par les hypernovae ou les supernovae superlumineuses. Le magnétar qui serait en son coeur fournirait l'énergie résiduelle en transférant l'énergie rotationnelle de l'étoile à neutrons via un intense freinage magnétique. Le champ magnétique requis est de l'ordre de 1015 G.

Rappelons que si certains auteurs ont suggéré que l'explosion de la supernova SN 2015L alias ASASSN-15lh forma un magnétar, cette théorie est aujourd'hui écartée. L'explosion de ASASSN-15lh correspondrait à la signature d'une étoile qui aurait été perturbée par les forces de marée d'un trou noir massif, générant des TDE. Son instabilité finit par provoquer une explosion thermonucléaire à l'origine de sa surbrillance soudaine et temporaire.

Un lien entre magnétar et FRB ?

Grâce au VLBA (Very Long Baseline Array) de la NSF, en 2020 des astronomes ont pour la première fois réalisé une mesure géométrique directe de la distance d'un magnétar, XTE J1810-197. Ce magnétar se situe à ~8100 années-lumière. Cette mesure pourrait aider à comprendre si les magnétars sont la source des émissions des FRBs décrits précédemment (cf. page 7).

Pour rappel, dans un article publié en 2020 sur le serveur arXiv, Brian D. Metzger de l'Université de Columbia et ses collègues ont découvert que l'éruption radio du FRB 200428 coïncidait avec l'éruption X du magnétar SGR 1935+2154. Il est donc possible que les deux signaux proviennent de la même source cosmique. Mais pour confirmer cette hypothèse séduisante, il faudrait détecter simultanément un neutrino - ce qui est déjà très difficile - et une éruption radio du même magnétar. Affaire à suivre.

Observation de la naissance d'un magnétar, GRB 200522A

Le 22 mai 2020, la NASA publia une alerte destinée aux astrophysiciens concernant la détection par l'observatoire spatial Swift de la NASA d'une explosion stellaire dans l'objet GRB 200522A. Ce phénomène émit à z=0.5536 soit 5.5 milliards d'années-lumière correspondait à un bref sursaut gamma dont l'émission dans le proche infrarouge était 10 fois plus brillante que prévu, défiant les modèles conventionnels. L'objet libéra plus d'énergie en une demi-seconde que le Soleil n'en produira en 10 milliards d'années !

Après avoir examiné le sursaut brillant aux longueurs d'ondes optiques, rayons X, proche infrarouge et radio, les chercheurs ont déduit qu'ils ont assisté à la naissance d'un magnétar. Cette découverte fit l'objet d'un article publié dans l'"Astrophysical Journal" en 2020 par Wen-fai Fong de l'Université Northwestern et ses collègues (en PDF sur arXiv).

Selon Tanmoy Laskar de l'Université de Bath au Royaume-Uni et coauteur de cette étude, "Au fur et à mesure que nous avons obtenu les observations de Hubble, nous avons dû complètement changer notre processus de pensée, car les informations ajoutées par Hubble nous ont fait comprendre que nous devions abandonner nos idées conventionnelles et qu'un nouveau phénomène se produisait. Ensuite, nous avons dû comprendre ce que cela signifiait ces explosions extrêmement énergétiques& pour la physique."

A voir : Birth of a magnetar from neutron star merger, NwU

Affaiblissement de la kilonova de GRB 220522A entre le 26 mai et le 16 juillet 2020. Document NASA/STSci/ESA/W.Fong et al. (2020)/NwU.

Les chercheurs pensent que le magnétar a été formé par la fusion de deux étoiles à neutrons, ce qui n'a jamais été observé auparavant. La fusion engendra une brillante kilonova - la plus brillante détectée à ce jour - à l'origine de cette brève émission. Selon les chercheurs, "il est possible que l'objet dense ait survécu. Au lieu de s'effondrer en trou noir, il est devenu un magnétar."

Pour rappel, une kilonova est généralement 1000 fois plus brillante qu'une nova classique et devrait s'accompagner de courts sursauts gamma. Celle-ci était 10000 fois plus brillante qu'une nova ! Créées uniquement lors de la fusion de deux objets compacts, les kilonovae brillent de la désintégration radioactive des éléments lourds éjectés lors de la fusion, produisant des éléments convoités comme l'or et l'uranium.

Selon Jillian Rastinejad, coauteur de cette article, "Nous n’avons qu'une seule kilonova confirmée et bien échantillonnée à ce jour. C'est donc particulièrement excitant de trouver une nouvelle kilonova potentielle qui semble si différente."

Si la luminosité inattendue enregistrée par Hubble provient effectivement d'un magnétar, dans quelques années les ejecta (SNR) accompagnant le sursaut gama produiront une émission qui apparaîtra aux longueurs d'ondes radios. Des observations ultérieures confirmeront espérons-le cette hypothèse, permettant enfin d'expliquer l'origine de ces objets.

Découverte d'un bébé magnétar, Swift J1818.0-1607

Par chance, grâce à l'observatoire spatial Swift de la NASA, le 12 mars 2020 des astronomes ont détecté une puissance éruption de rayons X provenant de l'étoile à neutrons Swift J1818.0-1607 située dans la constellation du Sagittaire à environ 16000 années-lumière. Son émission de rayons X est devenue au moins 10 fois plus intense que la normale. Avec un champ magnétique jusqu'à 1000 fois plus puissant que celui d'une étoile à neutrons typique, Swift J1818.0-1607 est un magnétar. Il affiche une période de 1.363 s.

Image composite du magnétar Swift J1818.0-1607 âgé de seulement ~240 ans, enregistré par la caméra EPIC-pn du télescope spatial XMM-Newton de l'ESA. L'image combine des observations dans les bandes 2-4 keV (rouge), 4-7.5 keV (vert) et 8.5–12 keV (bleu).

Vu la rapidité des éruptions des magnétars, la mission Swift alerta la communauté astronomique internationale afin de suivre l'évènement. L'émission X fut confirmée par les télescopes spatiaux XMM-Newton de l'ESA, NuSTAR de la NASA et INTEGRAL de l'ESA/NASA/RKA, ce dernier instrument étant plus sensible aux photons de hautes énergies que les deux autres.

En plus des rayons X, les magnétars sont connus pour libérer de puissantes rafales de rayons gamma (SGR). Ils peuvent également émettre des faisceaux d'ondes radios à l'image des pulsars radios. Swift J1818.0-1607 compte parmi les cinq magnétars de ce type.

Etant donné l'intensité de son champ magnétique, ce magnétar serait âgé de 240 ans environ - un véritable nouveau-né selon les normes astronomiques.

L'annonce de sa découverte fit l'objet d'un article publié dans les "Astrophysical Journal Letters" le 18 juin 2020 par Marcus E. Lower de l'Université Swinburne de Technologie en Australie et ses collègues.

Sur les milliers d'étoiles à neutrons et la trentaine de magnétars connus, Swift J1818.0-1607 est le premier magnétar que l'on a découvert très peu de temps après sa formation, ce qui le rend très séduisant pour les chercheurs, en particulier pour comprendre l'histoire de sa formation. En effet, les modèles suggèrent que les propriétés physiques et les comportements des magnétars changent avec le temps et qu'ils seraient plus actifs lorsqu'ils sont plus jeunes. Découvrir un exemple très jeune à proximité comme celui-ci permettra d'affiner ces modèles.

Parmi les nombreuses questions ouvertes concernant les magnétars, dans un article publié en 2019, les astronomes S.K.Lander et D.I.Jones ont voulu comprendre comme naît un magnétar en étudiant l'évolution de l'angle χ formé entre les axes de rotation et magnétique de l'étoile. Cette évolution est couplée à celle de la rotation stellaire et dépend des effets concurrents de la dissipation visqueuse interne et des couples externes. Pour la première fois, les deux chercheurs sont parvenus à modéliser un magnétar présentant un intense champ toroïdal interne et développant un intense vent proto-magnétarien peu de temps après sa naissance. Ayant constaté que l'angle χ tend de 90 vers 0° en quelques centaines d'années après la naissance du magnétar, les chercheurs en ont déduit que ces étoiles sont soumises à un couple extérieur plus fort que celui des pulsars radios et qu'elles naissent avec un taux de rotation supérieur à  ~100 Hz soit ~100 rotations/seconde, ce qui correspond à une période supérieure à ~10 ms. Cette découverte permet d'établir des prédictions concernant les émissions gravitationnelles et électromagnétiques des jeunes magnétars en rotation. Bonne nouvelle, les ondes gravitationnelles des magnétars sont à la limite de la sensibilité des futures installations aLIGO (Advanced LIGO) et ET (Einstein gravitational wave Telescope)[22].

Décrivons les caractéristiques de quelques autres magnétars.

PSR J1745-2900

Il s'agit d'un magnétar radio découvert en 2013 grâce au télescope spatial rayons X Swift. Il se situe dans la constellation du Sagittaire à 0.3 année-lumière ou ~3" seulement du trou noir supermassif de la Voie Lactée. Sa période est de ~3.76 s mais elle varie entre ~2 et 12 s. Son champ magnétique atteint 1014 G. Dans une étude publiée par Aaron B. Perlman de Caltech et son équipe dans l'"Astrophysical Journal" en 2018 (en PDF sur arXiv), les chercheurs ont analysé les impulsions radios émises par ce magnétar et ont découvert qu'il émet le même genre de signaux que les sources FRB. La durée des impulsions est de ~1.7 ms, le délai entre les pulses de ~7.7 ms et la bande passante des pulses est de ~100 MHz. C'est le premier magnétar radio présentant ces caractéristiques. L'analyse des impulsions individuelles émises à chaque rotation montre que certaines impulsions sont plus étirées ou élargies que prévu et ce comportement varie d'impulsion à impulsion, ce qui est très inhabituel pour un magnétar. On ignore pourquoi cet astre présente ces particularités, mais il est possible que des nuages de plasma se déplaçant à grande vitesse près du magnétar expliquent cette variabilité. Une autre théorie propose que la variabilité soit intrinsèque au magnétar lui-même.

SGR 1806-20

Le magnétar SGR 1806-20 situé à 50000 années-lumière dans le Sagittaire présente des tremblements stellaires libérant en 1/10e de seconde plus d'énergie que le Soleil en libéra au cours des 100000 dernières années ! L'astre qui ne mesure que 17.4 km de rayon présente une masse de 12.4 M et une luminosité record de 3 millions L ! Selon une étude publiée en 2003 par Alaa Ibrahim du centre Goddard de la NASA et ses collègues dans les "Astrophysical Journal Letters", c'est à ce jour le magnétar présentant le champ magnétique le plus intense, évalué ~1015 G (il s'agit de la valeur pour les champs polaires de surface car les champs internes peuvent atteindre 1016 G, avec des lignes de champ magnétique probablement enveloppées dans une géométrie toroïdale voire en anneau à l'intérieur de l'étoile).

1E 161348-5055

Le champ magnétique d'un magnétar est tellement intense qu'il est capable de freiner la rotation de l'étoile. Ainsi, la période de rotation la plus lente est détenue par le magnétar 1E 161348-5055 (1E 1613 en abrégé) dont la période mesurée en 2016 grâce aux télescopes spatiaux Swift et Chandra est de 24000 secondes soit 6.67 heures alors qu'en moyenne les magnétars présentent une période de 0.1 seconde soit 10 rotations par seconde.

Le SNR RCW 103 alias SNR G332.4-00.4 situé à ~10700 a.l. dans la Règle (Norma) abrite le magnétar le plus lent IE 161348-5055 dont la période est de 6.67 heures. A gauche, une image optique prise par le VST de l'ESO. La nébuleuse mesure environ 10' de diamètre. A droite, une image X composite combinant des observations dans les bandes 0.3-0.7 keV (rouge), 0.7-1.69 keV (vert) et 1.69–3 keV (bleu). Documents ESO et NASA/CXC.

1E 1613 est le 31e magnétar découvert à ce jour. Il se situe à environ 10700 années-lumière dans la constellation de la Règle (Norma) au coeur du résidu de supernova RCW 103 alias SNR G332.4-00.4 présenté ci-dessus et fut longtemps considéré comme un pulsar. Il émet des éruptions X notamment provoquées par la retombée sur sa photosphère du plasma d'accrétion provenant de l'enveloppe éjectée par la supernova. Mais celle-ci explosa il y a 1800 à 2000 ans, une période trop courte pour qu'un pulsar classique ralentisse autant en perdant son énergie.

Enfin, rappelons qu'en 2020 pour la première fois un flash FRB présentant des émissions X et radio fut associé à un magnétar, SGR 1935+2154 (cf. page 7).

Scientifiquement parlant, les magnétars comptent parmi les astres les plus intéressants à étudier car leur population est très diversifiée. Selon Victoria Kaspi, aujourd'hui directrice de l'Institut spatial McGill à l'Université McGill à Montréal et ancienne membre de l'équipe NuSTAR, "Chaque fois que vous trouvez un magnétar, il vous raconte une histoire différente. Ils sont très étranges et très rares, et je ne pense pas que nous ayons vu toute la gamme des possibilités".

A ce jour, tous les magnétars ont été localisés dans ou près des rémanents de supernovae (SNR), pour citer 1E 1613, SGR 0525-66, SGR 1900+14, SGR 1806-20 et SGR 1627-41. On estime que 10% des SNR pourraient contenir des magnétars.

Selon Robert C. Duncan de l'Université du Texas, il devrait exister des millions de magnétars. La difficulté est qu'on ne peut les détecter qu'au début de leur vie. En effet, un magnétar ne vit qu'environ 10000 ans, un instant à l'échelle cosmique, ce qui ne facilite pas leur détection.

La nébuleuse de vent de magnétar (MWN)

Comme dans le cas des pulsars situés au coeur des SNR, les magnétars émettent un puissant vent stellaire appelé vent de magnétar constitué de particules de haute énergie. En 2016, les astronomes découvrirent que le magnétar Swift J1834.9-846 (Swift J1834 en abrégé) est enveloppé dans une nébuleuse rayonnant fortement en rayons X (2-10 keV) comme on le voit ci-dessous à gauche. Le satellite Fermi-LAT sensible aux rayons gamma et l'expérience H.E.S.S. installée en Namibie qui exploite l'effet Cherenkov émise par les gerbes électromagnétiques dans l'atmosphère pour observer les rayons gamma cosmiques détectèrent également des émissions gamma provenant de cette source jusqu'à des niveaux d'énergie de l'ordre TeV.

La source gamma présente un rayon d'environ 36 années-lumière et est associée à une émission diffuse de rayons X et à un nuage moléculaire géant (raies CO) qui sont situés au coeur d'un ancien rémanent de supernova catalogué G23.3-0.3 alias SNR W41.

A gauche, image composite RGB en rayons X (R=2-3 keV, V=3-4,5 keV et B=4.5-10 keV) du magnétard Swift J1834.9-0846 enregistrée les 16 mars et 16 octobre 2014. La croix rouge indique la position du magnétar entouré de sa nébuleuse de vent de magnétar (MWN) dénommée SNR W41. Les isocontours délimitent les niveaux 2.5, 3.0 et 3.5 σ. A droite, structure physique du système SNR W41/Swift J1834. Le schéma n'est pas à l'échelle et pour simplifier, les différentes régions d'émission sont représentées par des couches circulaires concentriques bien qu'en réalité la géométrie est irrégulière. Voir le texte pour les explications. Documents G.Younes et al. (2016) et R.Gill et al. (2016) adaptés par l'auteur.

L'émission étendue détectée autour de Swift J1834 représente un cas unique de SNR où l'émission radio à la forme d'une bulle centrée sur le magnétar tandis que l'émission X présente un pic central. On interprète ces observations de la même manière que les nébuleuses de vent de pulsar (PWN) associées aux rémanents de supernovae. Dans ce cas-ci, le puissant vent de particules de haute énergie émis par le magnétar forme une enveloppe interne chaude émettant des rayons X, entourée par une région intermédiaire émettant des rayons gamma, l'ensemble étant entouré par des rémanents ou éjecta plus froids et diffus qui s'étendent jusqu'au contact avec le milieu interstellaire comme on le voit sur le schéma présenté ci-dessus à droite.

L'analyse des émissions X indique que son rayonnement est d'origine purement thermique avec un niveau d'énergie moyen de seulement ~0.6 keV. Comme dans le cas des PWN, les spectres de ce magnétar affichent de fortes raies d'émission X d'un plasma riche en métaux. Grâce aux radiotélescopes, on a découvert que les structures internes de cette source sont animées d'une vitesse radiale de 53 à 63 km/s ce qui permit de déduire que SNR W41 est situé à environ 13000 années-lumière. Selon W.Tian et ses collègues, SNR W41 se serait formé il y a 100000 ans et serait donc plus âgé que la plupart des autres sources de ce type.

Ces observations fournissent la première preuve qu'un ancien SNR peut rester longtemps très actif et interagir avec un nuage moléculaire géant en émettant des rayons gamma intenses au coeur même du nuage.

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[22] Log h ≥ -22 à 200 Hz pour aLIGO et log h ≥ -23.5 à 200 Hz pour ET si le signal se situe à 10 kpc et donc dans la Voie Lactée. Cf. S.K.Lander et D.I.Jones, 2019.


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