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Un pulsar est le nom donné à une étoile à neutrons, tournant très rapidement sur elle-même (période typique de l'ordre de la seconde, voire beaucoup moins pour les pulsars milliseconde) et, émettant un fort rayonnement électromagnétique dans la direction de son axe magnétique. Le nom de pulsar vient de ce que lors de leur découverte, ces objets ont dans un premier temps été interprétés comme étant des étoiles variables sujettes à des pulsations très rapides. Pulsar étant l'abréviation de pulsating radio source (source radio pulsante), cette hypothèse s'est rapidement avérée incorrecte, mais le nom leur est malgré tout resté.
Image composite visible/rayon X du pulsar du Crabe, né de la supernova historique SN 1054, montrant le gaz environnant la nébuleuse agité par le champ magnétique et le rayonnement du pulsar. Image NASA.
Généralité
L'axe magnétique d'une étoile à neutrons n'étant en général, à l'instar de la Terre, pas parfaitement aligné avec son axe de rotation, la région d'émission correspond à un instant donné à un faisceau, qui balaie au cours du temps un cône du fait de la rotation de l'astre. Un pulsar se signale pour un observateur distant sous la forme d'un signal périodique, la période correspondant à la période de rotation de l'astre. Ce signal est extrêmement stable, car la rotation de l'astre l'est également, mais ralentit très légèrement au cours du temps.
Les pulsars sont issus de l'explosion d'une étoile massive en fin de vie, phénomène appelé supernova. Toutes les supernovae ne donnent pas naissance à des pulsars, certaines laissant derrière elles un trou noir, d'autres ne laissant aucun résidu compact derrière elles (supernovae de type Ia, ou thermonucléaires). Si une étoile à neutrons a une durée de vie virtuellement infinie, le phénomène d'émission caractéristique d'un pulsar ne se produit en général que pendant quelques millions d'années, après quoi il devient trop faible pour être détectable avec les technologies actuelles.
Les pulsars ont été découverts en 1967 de façon quelque peu fortuite par Antony Hewish et son étudiante Jocelyn Bell (maintenant Jocelyn Bell-Burnell) qui étudiaient des phénomènes de scintillation réfractive dans le domaine radio et avaient de ce fait besoin d'un instrument mesurant des variations d'un signal radio sur des courtes durées (une fraction de seconde). L'instrument a de ce fait permis de détecter la variation périodique d'objets qui se sont avérés être des pulsars, le premier d'entre eux portant le nom de PSR B1919+21 (ou CP 1919 à l'époque). Cette découverte fut récompensé par le Prix Nobel de physique, attribué en 1974 à Hewish ainsi que son collaborateur Martin Ryle, qui avaient construit l'instrument ayant permis la découverte, mais pas à Jocelyn Bell, chose qui apparaît aujourd'hui comme étant une injustice[réf. nécessaire].
Les pulsars ont depuis permis le développement important de très nombreuses disciplines de l'astrophysique, allant de tests de la relativité générale et de la physique de la matière condensée, jusqu'à l'étude de la structure de la Voie lactée et bien sûr des supernovae. L'étude d'un pulsar binaire, PSR B1913+16, a pour la première fois permis de mettre en évidence la réalité du rayonnement gravitationnel prédit par la relativité générale, et a également été récompensée du Prix Nobel de physique (Russell Alan Hulse et Joseph Hooton Taylor, en 1993).
Du fait de l'émission d'un pulsar cantonnée à un cône, un grand nombre de pulsars sont inobservables depuis la Terre, car celle-ci ne se trouve pas dans le cône balayé par le faisceau de nombreux pulsars. Néanmoins, plus de 2000 pulsars sont connus à l'heure actuelle (2007), la quasi totalité d'entre eux étant situés dans la Voie lactée ou certains de ses amas globulaires, les autres, très peu nombreux, étant situés dans les deux Nuages de Magellan. Il existe une grande variété de types de pulsars (pulsars radio, pulsars X, pulsars X anormaux, magnétars, pulsars milliseconde), dont les propriétés dépendent essentiellement de leur âge et de leur environnement.
Histoire
Les pulsars ont été découverts en 1967 par Jocelyn Bell et Antony Hewish à Cambridge alors qu'ils utilisaient un radiotélescope pour étudier la scintillation des quasars. Ils trouvèrent un signal très régulier, constitué de courtes impulsions de rayonnement se répétant après quelques secondes. L'origine terrestre du signal était exclue car le temps qu'il prenait pour réapparaître était un jour sidéral et pas un jour solaire. Cette anomalie fut finalement identifiée au signal émis par une étoile à neutrons en rotation rapide. Les impulsions étant émises toutes les 1,3373 secondes, cette régularité excluait tout autre objet.
Ce nouvel objet fut baptisé CP 1919 pour Cambridge Pulsar à proximité de 19h 19m et est nommé aujourd'hui PSR B1919+21 pour PulSaR à 19h19m en ascension droite et +21° de déclinaison. Le nom original pour l'objet était « LGM-1 », pour Little Green Men (les petits hommes verts), car le signal faisait penser à celui provenant d'une balise qui aurait été fabriquée par une intelligence extraterrestre. Après maintes spéculations, il fut admis que le seul objet naturel qui pourrait être responsable de ce signal était une étoile à neutrons ; un objet dont l'existence était encore hypothétique.
Dans les années 1980, on découvrit les pulsars milliseconde, qui, comme leur nom l'indique, possèdent des périodes de quelques millisecondes. En outre, une découverte importante fut celle d'un pulsar dans un système binaire. La précision élevée des mesures a permis aux astronomes de calculer la perte d'énergie orbitale du système, que l'on attribue à l'émission d'ondes gravitationnelles.
Depuis 1982, le pulsar B1937+21 possédait la fréquence de rotation la plus élevée et avait été détecté au sein de l'amas globulaire Terzan 5. Sa fréquence de rotation s'élevait à 642 Hz.
Au cours du mois de janvier 2006, une publication a fait état de la détection d'un pulsar baptisé Ter5ad toujours au sein du même amas globulaire et dont la fréquence de rotation s'élève à 716 Hz.
Théorie
Il est largement admis que les impulsions que nous observons sont produites quand un faisceau de rayonnement est dirigé dans notre direction à chaque rotation de l'étoile à neutrons. L'origine du faisceau est liée au non-alignement de l'axe du champ magnétique de l'étoile avec son axe de rotation. Le faisceau est émis à partir des pôles du champ magnétique qui peuvent fortement s'écarter des pôles de rotation de l'étoile. La source d'énergie du champ magnétique est l'énergie de rotation de l'étoile, rotation qui ralentit au fur et à mesure que l'énergie est émise.
On pense que la grande vitesse de rotation des pulsars milliseconde est provoquée par la chute de matière arrachée à une étoile compagne.
Un point intéressant dans l'étude des pulsars est l'observation de petites irrégularités de la vitesse de rotation de l'étoile à neutrons. Normalement, cette vitesse diminue très lentement et très régulièrement, mais on observe des variations soudaines. Pendant un certain temps, on pensa que ces variations étaient des tremblements d'étoiles provoqués par un réajustement de la croûte de l'étoile. Des modèles où le problème est dû à un découplage de l'intérieur probablement supraconducteur de l'étoile ont été également avancés. Actuellement, on donne la préférence à un modèle où ces variations proviennent d'un découplage du cœur supraconducteur de l'étoile.
En 2003, des observations du pulsar de la nébuleuse du Crabe ont révélé l'existence de sous-impulsions d'une durée de quelques nanosecondes se superposant au signal principal. On pense que ces impulsions sont émises par des régions de la surface du pulsar ne faisant pas plus de 60 cm de diamètre, ce qui font d'elles les plus petites structures à l'extérieur du système solaire à pouvoir être mesurées.
Importance
Comme mentionné ci-dessus, la découverte des pulsars a permis aux astronomes d'étudier un objet jamais observé auparavant : l'étoile à neutrons. Ce genre d'objet est le seul endroit où on peut observer, indirectement, le comportement de la matière à une densité similaire à celle existant dans un noyau atomique. En outre, les pulsars milliseconde ont permis de tester la relativité générale dans des conditions de gravité intense.
Pulsar binaire
Population
La plupart des pulsars binaires sont aussi des pulsars millisecondes. Cette corrélation s'explique par le fait que l'évolution d'un système binaire comprenant un pulsar amène en général ce dernier à accréter de la matière de son compagnon, lors de sa phase de géante rouge, par exemple, et que le phénomène d'accrétion est un moyen d'accélérer la période de rotation de l'astre.
Pulsars binaires et relativité générale
Le premier pulsar binaire, PSR B1913+16, ou « pulsar de Hulse et Taylor », a été découvert en 1974 au radiotélescope d'Arecibo par Joseph Hooton Taylor et Russell Hulse. Son étude a mis en évidence une accélération de la période orbitale du système, signe que les deux corps voyaient leur orbite de resserrer, en raison de l'infime perte d'énergie qu'ils subissent du fait de l'émission de rayonnement gravitationnel. Il s'agissait alors de la première mise en évidence, indirecte, de l'existence des ondes gravitationnelles. Cette découverte a valu aux deux auteurs le prix Nobel de physique en 1993. Plusieurs autres pulsars binaires ont également mis en évidence l'existence des ondes gravitationnelles, comme PSR J0751+1807, PSR B1534+12 et plus récemment le pulsar double PSR J0737-3039, qui représente d'ailleurs à ce jour le système le plus compact et celui permettant le plus grand nombre de tests de la relativité générale en régime dit de champ fort, c'est-à-dire où le champ gravitationnel est très significativement plus intense que dans le Système solaire.
D'une manière générale, les pulsars binaires permettent de mettre en évidence quantité d'effets de relativité générale comme le phénomène de précession du périastre, dont l'amplitude peut être considérable (plus de 4 degré par an pour PSR B1913+16, contre 43 secondes d'arc par siècle pour Mercure), et l'effet Shapiro. De ce fait, les éphémérides de ces systèmes ne donnent pas uniquement les paramètres orbitaux usuels (aussi appelés paramètres képlériens), mais aussi les effets de relativité générale, appelés dans ce contexte paramètres post-képlériens. Un avantage de la mise en évidence des paramètres post-képlériens est qu'il dépendent uniquement des paramètres képlériens (faciles à mesurer en général) et de la masse des membres du système binaire. Or ces paramètres post-képlériens sont, dans les configurations les plus favorables, en nombre supérieur à deux, alors qu'une fois les paramètres képlériens connus, ils ne dépendent que de deux paramètres, à savoir les masses des deux corps. Cela permet ainsi de tester les prédictions de la relativité générale, car elle prédit que les paramètres post-képériens ne peuvent pas prendre des valeurs complètement arbitraires, mais dépendent des masses des deux corps. Toutes les observations disponibles aujourd'hui indiquent cependant un accord entre les prédictions de la relativité générale et les valeurs observées. Tout aussi intéressant est le fait que ces paramètres permettent en réalité de mesurer presque directement les masses des composantes d'un pulsar binaire a une précision extraordinaire. Par exemple, dans le cas de PSR B1913+16, les masses des deux composantes (deux étoiles à neutrons) sont connues à environ 10-4 près. Une précision similaire est obtenue pour PSR B1534+12 et PSR J0737-3039, pour lesquels des masses proches de la masse de Chandrasekhar est obtenue, conformément aux modèles de formation des étoiles à neutrons.
De plus, les pulsars binaires en orbite serrée permettent d'évaluer l'importance de la population de systèmes binaires serrés dont les deux composantes sont des objets compacts. Ceci permet d'estimer la fréquence des coalescences que l'on peut espérer détecter à l'aide de détecteurs d'ondes gravitationnelles tels VIRGO, LIGO ou leurs successeurs. Les pulsars binaires ne permettent cependant pas de déterminer la population de systèmes comprenant deux trous noirs, qui sont plus intéressants pour la mise en évidence d'ondes
Liste de Pulsars notables
Cette page recense divers pulsars présentant un intérêt notable en astrophysique.
| Désignation | Notes | P (s) |  (s·s-1) | Âge caractéristique (années) |
|---|---|---|---|---|
| PSR B0042-73 | Premier pulsar détecté dans le Petit Nuage de Magellan Pulsar binaire | 0,926275835356(15) | 4,486(1)×10-15 | |
| PSR J0100-7211 | Pulsar X anormal | 8,020392(9) | 1,88(8)×10-11 | |
| PSR J0142+61 | Pulsar X anormal | 8,68832973(8) | 1,960(2)×10-12 | |
| PSR J0205+6449 | Pulsar associé à la supernova historique SN 1181 Pulsar jeune Pulsar X | 0,06568638162(2) | 1.9393(4)×10-13 | |
| PSR J0218+4232 | Pulsar binaire Pulsar milliseconde | 0,0023230904564(1) | 7,5(1)×10-20 | |
| PSR B0329+54 | Premier pulsar dont le signal a été détecté, sans être à l'époque effectivement découvert, par un instrument terrestre Émission présentant une microstructure observable | 0,71451866398(1) | 2,04959(8)×10-15 | |
| PSR J0437-4715 | Pulsar binaire Pulsar milliseconde Parallaxe chronométrique connue Système mettant en évidence l'effet Shklovski | 0,005757451819356(4) | 5,709(10)×10-22 300 Ga | |
| PSR 0525+21 | Pulsar à longue période Présente des glitches Émission présentant une microstructure observable | 3,74552134032(1) | 4,00321(6)×10-14 | |
| SGR 0526-66 | Sursauteur gamma mou | 8,0470(2) | 6,5(5)×10-11 | |
| PSR B0531+21 (Pulsar du Crabe) | Issu de la supernova historique SN 1054 Indice de freinage connu Pulsar optique Pulsar gamma Présente des glitches | 0,0334033474094(2) | 4,209599(2)×10-13 | |
| PSR J0537-6910 | Pulsar jeune Plus haute vitesse de rotation pour un pulsar non recyclé Premier pulsar dont un glitch a été prédit Pulsar extragalactique Rémanent associé connu | 0,01611548182(2) | 5,1271×10-14 | |
| PSR B0540-69 | Indice de freinage connu Premier pulsar extragalactique (dans le Grand Nuage de Magellan) Pulsar jeune Pulsar optique Rémanent associé connu | 0,050377106869(8) | 4,790593(8)×10-13 | |
| PSR J0633+1746 (Geminga) | Pulsar proche (parallaxe connue) Pulsar optique Pulsar gamma | 0,237 | 1,097×10-14 | |
| PSR J0737-3039 | Premier pulsar double Système binaire contenant au moins un pulsar avec l'orbite la plus resserrée connue Binaire à éclipses Pulsar donc le rayonnement gravitationnel est observé | |||
| PSR J0751+1807 | Pulsar binaire Pulsar milliseconde Pulsar recyclé Pulsar le plus massif connu Pulsar binaire Pulsar donc le rayonnement gravitationnel est observé | 0,00347877078151(1) | 8,0(8)×10-21 | |
| PSR B0823+26 | Pulsar proche (parallaxe connue) | 0,530660797580(8) | 1,7094(4)×10-15 | |
| PSR B0820+02 | Premier pulsar faisant partie d'un système binaire à faible excentricité orbitale | 0,86487275188(4) | 1,039(3)×10-16 | |
| PSR B0833-45 (Pulsar de Vela) | Pulsar jeune Présente des glitches Pulsar optique Pulsar gamma Émission présentant une microstructure observable | 0,089308556629(5) | 1,2484(2)×10-13 | |
| AX J0851.9-4617 (Vela Junior) | Pulsar jeune | ? | ? | |
| PSR B0950+08 | Pulsar proche (parallaxe connue) Premier pulsar dont la rotation de Faraday a été effectuée Émission présentant une microstructure observable | 0,25306506819(3) | 2,2915(10)×10-16 | |
| Cen X-3 (étoile de Krzeminski) | Premier pulsar X | |||
| PSR B1046-58 | Pulsar jeune Pulsar gamma | 0,12365260727(2) | 9,59265(8)×10-14 | |
| 1E 1048.1-5937 | Pulsar X anormal Binaire X à forte masse | 6,45207658(54) | 2,70×10-11 (?) | |
| PSR B1055-52 | Pulsar gamma | 0,197107608187(15) | 5,8335×10-15 | |
| PSR J1119-6127 | Pulsar jeune Pulsar à très fort champ magnétique | |||
| PSR J1124-5916 | Pulsar jeune Pulsar à très fort champ magnétique | 0,1353140449(2) | 7,471(2)×10-13 | |
| PSR B1133+16 | Premier pulsar au mouvement propre mesuré Pulsar dont une partie du ralentissement est dû à l'effet Shklovski Émission présentant une microstructure observable | 1,18791153608(4) | 3,73273(5)×10-15 | |
| PSR J1210-5209 | Pulsar soupçonné d'être une étoile étrange Rémanent associé connu | 0,424129 | 1,9(1,2)×10-14 | |
| PSR B1257+12 | Premier pulsar (et première étoile autre que le Soleil) autour duquel des planètes extrasolaires ont été découvertes | 0,0062185319388187(2) | 1,14334(6)×10-19 | |
| PSR B1259-63 | Pulsar binaire à haute excentricité orbitale Pulsar gamma Binaire à éclipses | 0,0477623381594(10) | 2,2750(3)×10-15 | |
| PSR 1451-68 | Pulsar proche (parallaxe connue) | 0,263376778654(2) | 9,878(2)×10-20 | |
| PSR B1508+55 | distance: 7700 al; grande vitesse: 1100 km/s | 0.7396812656680000 | 5.0078000e-15 | 106.369 |
| PSR B1509-58 | Indice de freinage connu Pulsar jeune Pulsar optique Pulsar gamma Rémanent associé connu | 0,15065755092(2) | 1,5365291(1)×10-12 | 103.191 |
| PSR B1534+12 | Pulsar binaire Pulsar milliseconde Parallaxe connue accélération séculaire connue Pulsar donc le rayonnement gravitationnel est observé | 0,0379044403665(3) | 2,43(8)×10-18 | |
| PSR 1620-26 | Second pulsar découvert dans un amas globulaire (M4) Système binaire Possède une exoplanète | 0,01107575087644 | 7,904(2)×10-19 | |
| SGR 1627-41 | Sursauteur gamma mou | 6,41318(3)? | ? | |
| X1627-673 | Binaire X à faible masse | 7,7 | ? | |
| PSR B1641-45 | Présente des glitches Maser naturel à OH | 0,455059775403(10) | 2,00902(6)×10-14 | |
| PSR B1706-44 | Pulsar jeune Pulsar X Pulsar gamma Présente des glitches Rémanent associé connu | 0,102449749380(3) | 9,30400(2)×10-14 | |
| RX J170849.0-400910 | Pulsar X anormal Binaire X | 10,9990355(6) | 1,945(2)×10-11 | |
| PSR J1713+0747 | Pulsar milliseconde Parallaxe chronométrique connue | 0,0045701365229179(8) | 8,52(2)×10-21 | |
| XTE J1739-285 | Pulsar animé de la plus haute vitesse de rotation connue (non confirmée) | 0,0008913(?) | ? | |
| PSR J1808-2024 (SGR 1806-20) | Sursauteur gamma mou Astre ayant produit la plus violente libération d'énergie de la Galaxie depuis le début de l'ère télescopique (magnitude absolue de -29). | 7,55592(5) | 5,49(9)×10-10 | |
| PSR J1808-3658 | Pulsar binaire Premier pulsar milliseconde accrétant de la matière (en phase de recyclage) Pulsar soupçonné d'être une étoile étrange | 0,00249 | ? | |
| PSR J1809-1943 | Pulsar X anormal | 5,539425(16) | 8,1(7)×10-12 | |
| PSR J1811-1926 | Pulsar jeune Pulsar possiblement associé à la supernova historique SN 386 | 0,06466702(5) | 4,40(4)×10-14 | |
| PSR B1821-24 | Premier pulsar découvert dans un amas globulaire (M28) | 0,0030543146293258(6) | 1,61845(5)×10-18 | |
| PSR B1829-10 | Premier pulsar autour duquel la découverte d'une planète extrasolaire a été annoncée (infirmée depuis) | 0,330353559543(8) | 4,2056(2)×10-15 | |
| PSR J1841-0456 | Pulsar X anormal Rémanent associé connu | 11,7750542(1) | 4,1551(14)×10-11 | |
| PSR J1845-0258 | Pulsar X anormal | 6,97127(28) | ? | |
| PSR J1846-0258 | Pulsar jeune rémanent associé connu (Kesteven 75) | 0,3256842488 | 7,0833×10-12 | |
| PSR B1855+09 | Parallaxe chronométrique connue | 0,0053621004540415(3) | 1,78363(8)×10-20 | |
| 1ES 1853-37.9 | 7,055 | ? (< 1,9×10-12 | ||
| SGR 1900+14 | Sursauteur gamma mou | 5,16891778(21) | 7,783(8)×10-11 | |
| PSR J1906+0746 | Pulsar binaire en orbite serrée Pulsar jeune | 0,144071929982(3) | 2,0280(2)×10-14 | |
| PSR B1913+16 | Premier pulsar binaire, ayant permis de tester l'émission de rayonnement gravitationnel prédit par la relativité générale | 0,059029997929613(7) | 8,62713(8)×10-18 | |
| PSR B1919+21 | Premier pulsar détecté Émission présentant une microstructure observable | 1,337301192269(6) | 1,34809(5)×10-15 | |
| PSR B1929+10 | Premier pulsar à parallaxe mesurée Émission présentant une microstructure observable | 0,226517820862(2) | 1,15661(12)×10-15 | |
| PSR B1937+21 | Premier pulsar milliseconde détecté Parallaxe chronométrique connue | 0,0015578064688198(2) | 1,05119(1)×10-19 | |
| PSR B1951+32 | Pulsar gamma | 0,03952975916(5) | 5,8374(7)×10-15 | |
| PSR B1957+20 | Pulsar binaire à courte période orbitale Binaire à éclipses | 0,0016074016848063(3) | 1,68515(9)×10-20 | |
| PSR B2111+46 | Pulsar à mouvement propre très élevé | 1,014684902209(12) | 7,115(6)×10-16 | |
| PSR J2144-3933 | Pulsar à rotation lente | 2,8366(1) | ? | |
| PSR B2127-11A | Pulsar situé dans un amas globulaire (M15) Pulsar présentant une accélération séculaire | 0,1106647087715(6) | -2,107(3)×10-17 | |
| PSR B2127-11D | Pulsar milliseconde Pulsar situé dans un amas globulaire (M15) Pulsar présentant une accélération séculaire | 0,0048028043457 | -1.075(12)×10-17 | |
| PSR B2217+47 | Indice de freinage connu | 0,5384692479485(19) | 2,76503(9)×10-15 | |
| PSR J2301+5852 | Binaire X à forte masse Pulsar X anormal Rémanent associé connu | 6,9789484460(39) | 4,8430(8)×10-13 | |
| PSR B2303+46 | Pulsar binaire à forte excentricité orbitale | 1,066371071565(16) | 5.6909(20)×10-16 | |
| PSR B2319+60 | 2,25648786737(4) | 7,037(2)×10-15 |
Source : Pulsar sur Wikipedia
Licence: GFDL
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