Historique de Marseille
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le 18/08/17
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L’actualité du LAM | Le cours à l’Observatoire Historique de Marseille |
| Mis à jour le 18/08/17 |
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| Pulsars | |||||||
Les pulsars ont été découverts grâce à la radioastronomie. C’est Jocelyn Bell qui en a fait par hasard la première observation en 1967. Le radiotélescope de Cambridge lui a révélé un objet qui émettait des pics parfaitement périodiques, ce qui est déjà une curiosité, mais dont la période était extrêmement courte, de 1,3373 secondes ! C’était le phénomène astronomique le plus rapide connu, les plus courtes périodes déterminées à l’époque étant de l’ordre de l’heure. Chaque bip dure 0,04 seconde. L’objet était si étrange, que les astronomes de Cambridge l’ont dénomé humoristiquement LGM1 (Little Green Man), permettant de rêver à des extraterrestres qui nous contacteraient. Cette interprétation a bien sûr fait le bonheur des journalistes…
L’équipe a alors entrepris de solides vérifications, et n’a finalement publié sa découverte que plusieurs mois après. Cet objet a posé un problème assez difficile à résoudre : le phénomène physique qui le produit est totalement nouveau !
Une recherche systématique a permis ensuite de trouver de nombreux objets semblables, on en compte plus de 2.000 maintenant.
En anglais, ce type d’objets a été nommé pulsating stars, qui a été aussitôt abrégé en pulsar, mais ce sont a priori des objets radio. L’objet découvert par Jocelyn Bell a été catalogué sous le nom de CP 19-19 ; il est maintenant dénommé PSR B1919+21(PSR signifie pulsar, les chiffres qui suivent indiquent sa position en coordonnées équatoriales : hhmm±déclinaison ; ici, hh = 19 heures, mm = 19 minutes, et la déclinaison est +21°).
Les périodes des pulsars sont toutes très brèves : la plus longue est de 4 secondes, et la plus courte est celle du pulsar du Crabe : 0,033 seconde.
On a observé les pulsars dans d’autres fréquences radio : l’amplitude des pics peut être très différente, montrant la répartition de l’énergie en fréquence, mais la période est toujours exactement la même.
On a pensé que les pulsars étaient d’une stabilité remarquable, jusqu’à ce que des mesures très fines montrent que la période croît, mais à un taux très faible, de l’ordre de 10-8 seconde par an. Cette croissance devra recevoir une explication dans le cadre du modèle à définir.
L’association d’une source radio avec un objet optique a été un problème difficile, à cause du mauvais pouvoir séparateur des radiotélescopes anciens, ne permettant pas de définir avec précision la position de la radiosource. Le plus célèbre des pulsars a une petite histoire.
Les Chinois ont observé l’explosion d’une supernova le 4 juillet 1054, et l’ont notée dans leurs chroniques. Ils ont correctement mentionné la position de l’étoile dans le ciel, nous permettant aujourd’hui de voir l’endroit où elle se trouvait. On y observe une nébuleuse, nommée Nébuleuse du Crabe. C’est un nuage de gaz de forme globalement circulaire, mais montrant de nombreux filaments qui lui donnent un aspect évoquant, de loin, les pattes d’un crabe. On dispose de photos de cette nébuleuse depuis le début du XXme siècle, et les variations d’aspect montrent qu’elle est en expansion. La vitesse d’expansion, déterminée par effet Doppler, nous permet de calculer à quel moment a eu lieu l’explosion, et on trouve une date tout à fait compatible avec celle indiquée par les Chinois. La concordance ne laisse aucun doute, il s’agit bien des restes de la supernova. Au centre de la nébuleuse, on a pu trouver une petite étoile de magnitude 15.
Plus récemment, on a observé un pulsar, nommé PSR 0531+21, dont la position correspond à celle de l’étoile. Ceci amène l’idée qu’un pulsar puisse être associé à une supernova. Ce qu’il reste après l’explosion d’une supernova est forcément un astre compact, de très petites dimensions.
Le phénomène a été observé ailleurs, et les indiens de Chaco Canion, en Amérique du sud, ont laissé une peinture rupestre le représentant. On y voit une main, un croissant de lune, et une grosse étoile. Les doigts montrent la direction dans laquelle se trouvaient les deux astres, le calcul de la position de la lune au moment du phénomène le montre.
Sur la pierre horizontale en-dessous, on distingue facilement trois cercles concentriques, et beaucoup moins bien des vagues issues du plus grand cercle et dirigées vers la droite. Cette représentation est interprétée comme une figuration de la comète de Halley, qui était visible dans le ciel à peu près à la même époque.
Peinture rupestre de Chaco Canion
On a observé des pulsars en orbite avec des étoiles, permettant de mesurer leur masse. Le résultat est simple : les pulsars ont des masses semblables à celles des étoiles du bas de la Séquence Principale : un peu au-dessus de la masse du Soleil.
On a donc trouvé des objets de masses stellaires, et de dimensions astéroïdales. Les théoriciens se sont vus obligés de considérer des objets compacts.
Il a fallu d’abord admettre qu’un pulsar était un objet naturel, ce qui n’était pas si évident en considérant ses propriétés. Mais les théoriciens ont vite trouvé un mécanisme susceptible d’expliquer ces phénomènes sans faire intervenir les petits hommes verts… Un pulsar est donc un objet compact de masse stellaire émettant un intense flux radio.
Les objets compacts proviennent de la contraction d’une étoile. Les étoiles tournent sur elle-mêmes, à une vitesse de l’ordre d’un tour en quelques jours. Lorsque le rayon diminue, la rotation s’accélère inversement, comme celle de la patineuse qui ramène les bras le long du corps (conservation du moment cinétique de rotation). Au moment de l’effondrement du cœur d’une supernova, pour former une étoile à neutrons, le diamètre de l’étoile passe d’une valeur d’ordre stellaire (106 km) à 10 km seulement, soit un facteur 105. La rotation s’accélère dans la même proportion, de l’ordre de 100.000 fois plus rapide. Une rotation de l’ordre du jour, soit de 24 × 60 × 60 secondes = 86.400 secondes, divisée par 100.000, donne justement une nouvelle période de l’ordre de la seconde. La vitesse de rotation ainsi calculée est en accord avec la fréquence des émissions radio des pulsars. Ces caractéristiques sont donc celles des hypothétiques étoiles à neutrons.
Des étoiles à neutrons en rotation très rapide, qui émettraient un rayonnement radio localisé à leur surface, et non situé sur l’axe de rotation, expliqueraient donc les observations. L’émission se fait comme celle d’un phare, et si l’observateur se trouve dans la bonne direction, il voit le faisceau à chaque tour, sous forme d’un éclair.
Un rayonnement aussi intense et orienté ne peut guère s’expliquer que par l’émission de particules chargées, électrons surtout, accélérés dans un champ magnétique. Autour du pulsar se trouve une atmosphère portée à haute température, donc ionisée. Si les électrons libres sont pris dans un champ magnétique, ils peuvent être accélérés à des vitesses relativistes. En se déplaçant dans le champ magnétique, ils spiralent et produisent un rayonnement synchrotron radio orienté le long des lignes de champ.
Supposons que l’axe magnétique du pulsar ne soit pas aligné avec son axe de rotation. Alors, la faisceau de rayonnement tourne autour de l’axe de rotation et balaie un cône dans l’espace alentour. Si la Terre, par hasard, se trouve sur ce cône, elle recevra à chaque tour une bouffée de rayonnement, comme le faisceau d’un phare. La période sera celle de la rotation de l’étoile à neutrons, donc de l’ordre de la seconde.
Si la Terre n’est pas sur le cône d’émission, elle ne recevra pas le rayonnement, et l’étoile à neutrons ne sera pas vue comme un pulsar. Par conséquent, une étoile à neutrons peut parfaitemnt être un pulsar, et ne pas paraître comme telle.
La durée de réception du signal, comparée à la période de rotation, donne une estimation de l’ouverture du cône de rayonnement. Elle indique que 3 % des pulsars se trouvent dans une position favorable à l’observation.
Plus le cône est ouvert, plus grande sera la proportion d’étoiles à neutrons qui nous apparaîtront comme des pulsars. Le nombre de pulsars observés, compte tenu que seuls 3 % sont vus comme tels, nous donne un nombre d’étoiles à neutrons existantes. Et ce nombre est parfaitement compatible avec le nombre attendu de supernovæ qui ont dû exploser dans un passé assez récent.
Lorsque l’angle est grand entre l’axe de rotation et l’axe magnétique, il peut arriver que les deux jets opposés nous soient perceptibles ; dans ces cas-là, on doit observer un pic principal, correspondant au faisceau le mieux aligné avec la Terre, et un pic secondaire à mi-période correspondant à l’autre. De tels pulsars ont été observés, ce qui renforce la crédibilité du modèle.
Revenons à l’effondrement de l’étoile. Elle possède un champ magnétique assez fort, un peu comme celui du Soleil. En se contractant, son champ magnétique est amplifié comme le carré du rayon (comme la surface de l’étoile par laquelle il sort). Il atteint des valeurs extraordinaires de 1010 à 1012 gauss (108 T). Le champ magnétique produit par la compression du champ intial suffit donc pour expliquer le rayonnement d’un pulsar. Dans les étoiles et les planètes, le champ magnétique n’est en général pas aligné avec l’axe de rotation. Les pôles magnétiques ne correspondent pas avec les pôles de rotation. Si c’est le cas, cet écart sera maintenu dans la contraction, et l’axe magnétique peut jouer le rôle du faisceau du phare.
Reste à comprendre pourquoi l’étoile produirait une émission radio orientée par le champ magnétique.
Ce champ magnétique représente une énergie colossale. Une particule chargée (proton ou électron) est accélérée par cette énergie. Or une particule chargée qui se déplace dans un champ magnétique (le long d’une ligne de champ) décrit non pas une droite, mais une hélice autour de la ligne. Le rayon de l’hélice est d’autant plus petit que le champ est plus intense. Pour tourner, la particule doit être accélérée. Et toute accélération d’une particule chargée produit un rayonnement. En l’occurence, ce rayonnement est un rayonnement synchrotron, du nom de l’accélérateur de particules qui a permi de l’observer pour la première fois. C’est ce rayonnement qui est invoqué pour expliquer les pulsars. Il est forcément dirigé selon l’axe magnétique de l’étoile :
Le champ magnétique du pulsar est en interraction avec le champ magnétique interstellaire, et il en résulte un freinage de la rotation du pulsar. Sa vitesse diminue donc au cours du temps.
Le pulsar ne produisant plus d’énergie, son rayonnement se fait au dépens de l’énergie de rotation, et la fait baisser aussi. Le calcul montre que les réserves lui permettent d’émettre pendant quelques millions d’années. Un pulsar ne peut donc vivre plus de quelques millions d’années.
Lorsqu’une étoile à neutrons se forme, elle tourne vite sur elle-même. Sa période est courte. En veillissant, la vitesse de rotation diminue, et la période s’allonge. La vitesse de rotation d’un pulsar est donc une indication sur son âge.
Les pulsars sont tous des objets relativement jeunes.
Une formule a été définie pour donner un âge approximatif à un pulsar, en fonction de sa fréquence (donc de sa vitesse de rotation). On appelle temps caractéristique d’un pulsar le résultat suivant :
tc = P / 2 P'
Elle indique une estimation du temps que le pulsar a mis pour ralentir jusqu’à sa période actuelle P. P' est la dérivée de P par rapport au temps, c’est donc une mesure du ralentissement de la rotation. Sur une durée de quelques mois à quelques années, elle est mesurable.
Mais deux astronomes Canadien, Victoria Kaspi et Mallory Roberts, ont observé le pulsar du Sagittaire à l’aide du satellite X Chandra. La position obtenue pour le pulsar le place très près du centre du reste de supernova G11.2-0.3. Cette coïncidence justifie l’origine commune. De plus, les pulsars quittent assez rapidement leur lieu de naissance, car l’explosion qui les engendre est en général asymétrique. Il s’ensuit une poussée violente, qui propulse le reste de l’étoile à grande vitesse. Ce pulsar, étant proche du centre de la nébuleuse, n’a pas eu le temps de s’en éloigner.
La supernova qui a donné naissance à cet objet a été observée par les Chinois (encore eux), tout comme l’explosion du Crabe en 1054. C’est donc le second pulsar dont on connait l’âge exact. Ils ont noté l’explosion d’une supernova (en parlant d’étoile invitée) en 386 après J.-C. Ce qui affecte au pulsar un âge de 1.622 ans. Or la formule lui assigne 24.000 ans d’après sa fréquence de 14 tours par seconde.
Ce pulsar tournant lentement, et n’ayant pas eu le temps que l’on imagine nécessaire à son ralentissement, a peut-être toujours tourné lentement. Mais ceci remettrait en cause notre connaissance de ces astres, notamment leur accélération lors de la contraction.
Les signaux radio des pulsars sont des clics, plus ou moins proches les uns des autres selon la vitesse de rotation. Il est facile de reproduire ce signal par un haut-parleur, et le résultat est surprenant. En voici quatre, classés par fréquence croissante :
| Vela | Le Crabe | PSR J0437-4715 | PSR B1937+21 |
| 89 ms | 33 ms | 5,757 ms | 1,558 ms |
| Objet permanent le plus lumineux en gamma | Découvert en 1968. Ralentissement de 38 ns par jour. | Possède un compagnon de faible masse ; la période orbitale est de 5,7 jours | Premier pulsar milliseconde, découvert en 1982 |
Non, le premier n’est pas l’enregistrement d’un chalutier au départ du port, mais bien le pulsar Vela ! (Vela, les voiles, on reste en mer…).
Le dernier fait entendre une note intermédiaire entre le ré# et le mi 4, le troisième est pratiquement un fa 2. Les deux premiers sont des infrasons, peut-être audibles par les baleines…
On appelle pulsar binaire un pulsar en orbite avec un autre astre, en général une étoile ordinaire de la Séquence Principale, mais plus rarement (parce que la durée de vie est plus brève) avec une géante rouge. L’existence de pulsars binaires ne doit pas nous surprendre, puisque les étoiles naissent très souvent en couple, si ce n’est par groupes plus importants. La masse des deux membres du couple n’a pas de lien direct, aussi l’un des deux, plus massif que l’autre, va évoluer plus vite et devenir un pulsar, alors que l’autre est encore dans un stade d’évolution plus précoce.
Le grand intérêt des pulsars binaires est de permettre une mesure directe de la masse. C’est comme ça qu’on a a su que c’étaient des étoiles. Le mouvement orbital module l’émission synchrotron.
On a observé un pulsar double (les deux composantes sont des pulsars). PSR 1913+16 présente une période orbitale de 7 h 45 mn, et ses composantes ont des périodes radio de 1,616 s et 0,059 s. De tels couples sont difficilement observables, puisque les deux composantes doivent envoyer leurs faisceaux vers la Terre, ce qui est assez rare.
Ce couple est donc exceptionnel ! Les deux objets sont en orbite elliptique très serrée, la période orbitale étant courte. Au plus près, ils se rapprochent à 770.000 km ! C’est deux fois la distance Terre-Lune… Au plus loin, ils sont à 3.400.000 km. La vitesse variable des objets sur l’orbite entraîne une variation de l’espacement entre les pulses. Le calcul de ces variations permet de retrouver les paramètres orbitaux. On en déduit que la vitesse orbitale au plus près est de 300 km/s.
Les deux corps ont une masse de l’ordre de celle du Soleil. Preuve que ce sont des objets compacts (sinon ils se heurteraient). La Relativité, qui explique l’avance du périhélie de Mercure, prévoit une avance bien plus importante dans le cas de ce pulsar. En une journée, l’orbite tourne autant que celle de Mercure en un siècle ! Cette avance du périhélie est bien observée.
De plus, une révolution aussi serrée devrait produire des ondes gravitationnelles. Mais elles sont trop faible pour pouvoir les observer. Toutefois, le pulsar double montre une augmentation de sa période de révolution : en 12 ans, elle a augmenté d’une seconde. La perte d’énergie mesurée est en excellent accord avec les ondes gravitationnelles prévues par la Relativité Générale, qui déforment l’espace-temps. C’est la première vérification, indirecte, de l’existence de ces ondes.
Trois détecteurs d’ondes gravitationnelles existent aujourd’hui les deux LIGO américain, et l’européen VIRGO. Ils constituent un ensemble destiné à fonctionner de concert. L’analyse des données est faite en commun.
Des ondes gravitationnelles ont été détectées à l’automne 2015 par les instruments LIGO, VIRGO étant en maintenance pour augmenter ses capacités. Elles ont été produites par la coalescence de deux trous noirs, d’une trentaine de masses solaires chacun.
On a observé quelques 150 pulsars qui tournent encore plus vite que ce qui a été mentionné plus haut. Certains atteignent presque les 1.000 tours par seconde, donc une période presque aussi courte que la milliseconde. Ce n’est pas la contraction au moment de l’effondrement qui justifie une telle vitesse : un mécanisme doit obligatoirement avoir accéléré le pulsar. Ce mécanisme n’est pas encore déterminé avec certitude, mais il provient probablement de l’accrétion de matière par le pulsar, matière en provenance d’une autre étoile. Le moment cinétique de la matière accrétée est transféré au pulsar, dont la rotation s’accélère.
Cette autre étoile peut être un compagnon orbital du pulsar, puisque les pulsars binaires doivent être nombreux. En effet, beaucoup de pulsars milliseconde sont des pulsars binaires. Mais il pourrait aussi s’agir d’étoiles voisines, à la condition que la densité d’étoiles soit assez grande. Ce qui est le cas dans les amas globulaires. Justement, sur tous les pulsars milliseconde connus, 80 se trouvent dans un tel environnement. C’est en particulier le cas du pulsar le plus rapide connu aujourd’hui, PSR J1748-2446ad, qui effectue 716 tours par seconde, et qui se trouve dans l’amas globulaire Terzan 5.
On appelle donc pulsar milliseconde un pulsar dont la vitesse de rotation est supérieure à celle que la contraction seule pourrait expliquer. Aucun n’atteint les 1.000 tours par seconde, et donc leurs périodes sont toutes supérieures à la milliseconde. La vitesse standard pour un pulsar milliseconde est de l’ordre de 300 tours par seconde, ce qui lui donne une période de l’ordre de 33 ms.
Peut-on trouver, dans l’avenir, des pulsars encore plus rapides ? Bien sûr, si comme en sport on recherche le record au millième de seconde, on en trouvera probablement d’un peu plus rapides. Mais il semble bien qu’il y ait une limite théorique : si le pulsar tournait à plus de 1.000 tours par seconde, il générerait des ondes gravitationnelles, qui lui feraient perdre très vite de l’énergie, et donc le ralentirait. Le temps pendant lequel on pourrait observer de telles vitesses serait très bref, rendant cette observation fort improbable.
L’observation de la période d’un pulsar montre une très grande régularité, avec une décroissance lente. Mais on a observé parfois de brusques accélérations de la rotation.
On suppose que ces accélérations sont dûes à des tremblements d’étoile. La croûte de fer de l’étoile à neutrons est en tension gravitationnelle (exactement comme la croûte terrestre avant un séisme). Et comme sur Terre, la tension trop forte entraîne finalement une rupture, avec un réarrangement des forces. Ceci se traduit, pour une étoile à neutrons, par une légère contraction, qui entraîne une accélération de la rotation.
Les brusques variations de périodicité ainsi détectés sont nommés glitch. Le déclenchement pourrait être lié à un couplage entre la croûte et le noyau, qui normalement en est indépendant. Après le glitch, on observe un retour à la normale en quelques jours, ou quelques années.
Les étoiles naissent très souvent par couples. Les deux membres d’un couple n’ont pas forcément la même masse, et donc n’évoluent pas à la même vitesse. La plus massive termine sa Séquence Principale la première, et parfois évolue en étoile à neutrons. Si l’axe magnétique passe par la Terre dans la rotation de l’étoile, elle apparaîtra comme un pulsar.
L’autre membre du couple évolue plus tard, devenant géante rouge. A ce stade, il rempli son lobe de Roche, et la matière qui se trouve à sa surface ne lui est plus vraiment liée gravitationnellement. Elle se déverse alors sur l’étoile à neutrons (ou le pulsar). Le champ magnétique d’une étoile à neutrons étant très fort, canalise cette matière et la dirige vers les pôles magnétiques. Etant fortement comprimée par les lignes de champ magnétique, la matière en chute sur l’étoile à neutrons se chauffe tellement qu’elle émet des rayons X.
Les pulsars qui sont dans une telle configuration nous apparaissent donc comme pulsars X, visibles dans cette gamme d’ondes.
Certains pulsars X présentent des caractéristiques étranges, en particulier leur champ magnétique est beaucoup plus intense que la normale, atteignant 1010 teslas. Ils sont nommés AXP (Anomalous X-ray Pulsar). On en connait à peine une dizaine, ce qui représente une très faible proportion de pulsars.
Ce sont des objets jeunes, comme en attestent les restes de supernovæ qui les entourent, et qui n’ont pas eu le temps de se dissiper.
Outre leur très fort champ magnétique, leur période est anormalement longue en rapport avec leur âge, de l’ordre de 6 à 12 secondes : la décélération due à l’émission dans les ondes radio et X ne suffit pas à expliquer une rotation si lente. De plus, le ralentissement, qu’on peut mesurer très précisément, est beaucoup plus rapide que pour les autres pulsars. Ces caractéristiques rapprochent les AXP des magnétars, qui ont été étudiées à propos des sursauts gamma. Les magnétars sont des étoiles à neutrons très magnétisées, dont le champ a été amplifié lors de l’effondrement par des ondes de choc. Ces magnétars ont parfois leur axe magnétique passant par la Terre, ce qui en fait des pulsars.
Lorsqu’une étoile à neutrons dépasse la masse limite de 3 masses solaires, la pression quantique des neutrons ne peut plus supporter la gravité. On envisage donc que l’astre s’effondre en trou noir.
Mais Edward Witten a envisagé une possibilité théorique, déduite du modèle standard des particules élémentaires. Les protons et neutrons qui constituent la matière ordinaire sont des assemblages de quarks, réunis par l’interaction forte, ou force de couleur. Un proton est constitué de deux quarks up et d’un quark down (uud), alors qu’un neutron est un assemblage de deux quarks down et d’un quark up (udd). Ce sont les deux quarks les plus légers. On sait que la force de couleur est d’autant plus forte que la distance qui sépare les particules est plus grande. A très courte distance, elle devient pratiquement insensible, c’est ce que l’on appelle liberté asymptotique.
Dans les conditions de pression, et de température, qui règnent à l’intérieur d’une étoile à neutrons, si elle s’effondre, on envisage que les neutrons eux-même soient détruits, l’énergie disponible séparant les quarks constituant. Ceci expliquerait la présence de quarks up et down uniquement. Mais la collaboration G 0, groupe de chercheurs en physique, a mené des expériences qui ont montré que le proton, bien que constitué de deux up et un down, contient également des quarks virtuels étranges. Ceux-ci sont produits par les mouvements des quarks up et down dans le proton : lorsque deux quarks s’éloignent, l’énergie de rappel augmente. Quand elle atteint l’énergie suffisante, une paire s s̄ est créée. Elle s’anihile très rapidement, mais entre-temps elle a pu modifier transitoirement les propriétés du proton. Les expériences ont mis en évidence cette influence sur les propriétés des protons (leur moment magnétique en particulier). Ce qui est valable pour le proton doit l’être pour le neutron, expliquant la présence de quarks étranges dans ces étoiles, et justifiant leur nom.
Lorsqu’une étoile étrange est formée, la force qui réunit ses quarks constituants est l’interaction forte entre quarks, et non plus la gravité. Ceci parce que la gravité est beaucoup moins intense que l’interaction forte.
L’étoile tout entière serait alors devenue une particule, de nature baryonique. Cette transformation s’accompagne d’une diminution du rayon de l’étoile, et d’une augmentation de la densité. Cette dernière atteindrait 2 1015 g cm-3, et le rayon serait inférieur à 10 km.
Deux pulsars, considérés comme étoiles à neutrons, paraissent plus froids et plus petits que le voudrait leur type. Ce pourait être des étoiles étranges, mais rien ne permet de l’affirmer aujourd’hui. Il faudra attendre pour savoir si cette possibilité théorique a une réalité. Si c’était le cas, on apprendrait beaucoup sur la physique des particules.
RX J1856.6-3754 est une étoile visible dont la distance est bornée par l’existance d’un nuage situé derrière elle, et de distance connue. Si les mesures sont exactes, son diamètre serait de 10 km seulement, deux fois trop petit pour que l’objet soit une étoile à neutrons. Il faudrait admettre que ce soit une étoile étrange. Des recherches seront nécesaires encore avant d’en arriver 0 cette conclusion.
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