PULSARS

PULSARS

Le premier pulsar fut découvert par hasard, en 1967, par les astronomes britanniques Anthony Hewish et Jocelyn Bell, qui étudiaient la scintillation de sources célestes radio provoquée par la turbulence du gaz ionisé interplanétaire. Toutes les sources radio de leur programme d’observation montraient des fluctuations d’intensité aléatoires causées par ce phénomène, sauf l’une d’entre elles, dont les variations étaient parfaitement régulières et dont la nature devait par conséquent être tout autre. Cet objet demeura un temps énigmatique, puis les astrophysiciens convinrent qu’il s’agissait d’une étoile à neutrons en rotation rapide, qu’ils qualifièrent de pulsar. Au milieu des années 1990, plus de 600 pulsars radio avaient été découverts dans notre Galaxie. Pour la plupart, ces objets sont isolés, jeunes (moins de 10 millions d’années) et confinés dans le plan de la Galaxie, mais une proportion remarquable est constituée au contraire de pulsars binaires, anciens (plus d’un milliard d’années) et distribués uniformément sur tout le ciel. Un pulsar binaire est formé d’un pulsar et d’un compagnon en orbite l’un autour de l’autre. Les pulsars naissent d’étoiles massives situées dans le plan de la Galaxie, et les plus anciens seulement ont eu le temps de le quitter, comme l’atteste cette distribution sur le ciel.

Étoile à neutrons et émission radio des pulsars

Une étoile à neutrons, ou pulsar, a environ la masse du Soleil mais est confinée à l’intérieur d’une sphère de 10 kilomètres de rayon seulement, 70 000 fois plus petit que le rayon du Soleil, conduisant à un objet extraordinairement dense: la masse volumique au cœur d’une étoile à neutrons dépasse 100 millions de tonnes par centimètre cube (10¹⁴ g . cm^–3) et le champ gravitationnel qui règne à l’intérieur est si intense que les électrons, protons et neutrons des atomes ordinaires sont comprimés en un superfluide de neutrons. Dans un tel état de la matière, la force qui domine à l’échelle infime des distances atomiques n’est plus la force nucléaire mais la force gravitationnelle.

Une étoile à neutrons, et donc un pulsar, se forme lors d’une supernova, phase finale spectaculaire de la vie d’une étoile dont la masse initiale est au moins 8 fois celle du Soleil. Quand le combustible nucléaire d’une étoile aussi massive est épuisé, la pression de radiation de son cœur chaud ne peut plus équilibrer la pression gravitationnelle. Il s’ensuit un effondrement brutal du cœur produisant une étoile à neutrons d’une masse solaire environ et une violente explosion éjectant l’enveloppe restante de l’étoile. L’expansion de cette enveloppe forme une nébuleuse à la structure filamentaire spectaculaire, comme la nébuleuse du Crabe. Lors de cet événement, la conservation de l’énergie cinétique de rotation et de l’énergie magnétique de l’objet initial conduit à une étoile à neutrons en rotation très rapide avec un champ magnétique très intense en forme de dipôle dont l’axe Nord-Sud n’est pas nécessairement aligné avec l’axe de rotation (fig. 1). On a mesuré les vitesses de rotation des 600 pulsars connus au milieu des années 1990: ils font un tour sur eux-mêmes en une durée comprise entre 0,001 5 et 4 secondes; autrement dit, ils tournent entre 640 tours par seconde et un quart de tour par seconde, du plus rapide au plus lent. L’intensité du champ magnétique est de l’ordre d’un milliard de teslas pour les pulsars jeunes et de dix mille teslas pour les pulsars anciens. Ces champs sont énormes en comparaison du champ terrestre de 0,000 05 tesla. Électriquement, un pulsar est assimilable à une dynamo engendrée par la rotation du champ magnétique dipolaire produisant des champs électriques supérieurs à mille milliard de volts qui arrachent des particules chargées aux calottes polaires de l’étoile à neutrons. Ces particules atteignent des vitesses relativistes en s’élevant dans la magnétosphère le long des lignes de champs ouvertes proches de l’axe magnétique. Des paquets de ces particules relativistes subissent collectivement une accélération transverse à cause de la courbure des lignes de champ, conduisant à une émission radio sous forme de deux faisceaux d’une ouverture d’environ 10⁰ et ancrés aux pôles magnétiques. Si l’un des faisceaux (ou éventuellement les deux) est orienté de telle sorte qu’il croise la Terre, un radiotélescope le détecte comme une suite d’impulsions régulière à la fréquence correspondant à la vitesse de rotation du pulsar. Cet effet est analogue à un phare dont le faisceau de lumière permanent est tournant et donc perçu comme des éclairs réguliers par un observateur à distance à chaque fois que le faisceau passe dans sa direction.

Une impulsion radio individuelle, reçue à chaque rotation du pulsar, a un profil très complexe et changeant. En revanche, le profil moyen établi avec quelques centaines d’impulsions est très stable et a une forme très caractéristique pour chaque pulsar. Les profils moyens ont une, deux, trois ou cinq cornes, mais ni quatre ni plus de cinq. Ce type de profil observé atteste que le faisceau radio centré sur l’axe magnétique est formé d’un cône creux et d’un pinceau fin intérieur. La surface émissive radio est, d’une part, la couronne formée par la coupe du cône creux à quelques dizaines de kilomètres au-dessus de la calotte polaire, d’autre part, le pinceau fin intérieur. Selon que la ligne de visée du radiotélescope coupe le faisceau conique tangentiellement à la couronne, à travers ou par le milieu en passant par le pinceau intérieur, le profil moyen possède une, deux ou trois cornes (fig. 2). La forme du profil moyen peut se modifier lentement attestant de changements globaux dans la géométrie de la magnétosphère d’un pulsar avec son âge.

Le chronométrage des pulsars en radioastronomie consiste à mesurer précisément les temps d’arrivée des impulsions reçues par un radiotélescope dans l’échelle de temps atomique la plus exacte. Ces mesures montrent que les pulsars ralentissent lentement et que l’énergie de rotation perdue est convertie essentiellement en radiation aux fréquences radio comprises entre 100 et 1 000 mégahertz. L’énorme puissance de la radiation émise à ces fréquences relativement basses milite pour un mécanisme d’émission radio cohérent dû à l’action d’ensemble des particules relativistes. La proportion de l’énergie émise à plus haute fréquence – en optique, rayons X et gamma – reste faible dans le bilan énergétique.

Irrégularités de rotation et intérieur d’une étoile à neutrons

On pense qu’une étoile à neutrons est composée en surface d’une croûte solide de fer ionisé et d’un liquide neutronique dont la concentration en noyaux atomiques lourds (fer) diminue avec la profondeur pour devenir un superfluide de neutrons dégénérés quand la masse volumique atteint 10¹⁴ grammes par centimètre cube. Plus profondément encore, là où la masse volumique peut atteindre 10¹⁶ grammes par centimètre cube, l’état de la matière est peut-être un fluide de quarks (fig. 3). Le chronométrage des pulsars en radioastronomie a révélé deux types d’irrégularités de rotation qui nous renseignent sur l’intérieur des étoiles à neutrons. Le premier type d’irrégularités de rotation observé a un caractère aléatoire à l’échelle de quelques années, et on pense qu’il résulte du transfert irrégulier de l’énergie cinétique de rotation du superfluide vers la croûte solide. Le second type d’irrégularités se traduit par de brusques augmentations de la vitesse de rotation du pulsar suivies d’une lente décroissance durant quelques semaines ou mois pour revenir à la vitesse initiale. Ces brusques augmentations de vitesse suivent de longues périodes calmes pendant lesquelles le ralentissement naturel du pulsar devrait s’accompagner d’une diminution de l’applatissement de son ellipsoïde d’équilibre. La croûte extrêmement rigide s’y oppose jusqu’à ce qu’elle craque brusquement pour retrouver une nouvelle figure d’équilibre, les contraintes étant devenues trop fortes. Cette réorganisation de la figure du pulsar altère le moment d’inertie, entraînant les variations brusques de vitesse observées. Cette explication est applicable à la série de sursauts de vitesse observés sur le jeune pulsar du Crabe mais est incompatible avec la série rapportée sur le pulsar de Vela. Une autre explication a été proposée mettant en œuvre un phénomène quantique: la croûte solide d’un pulsar perdant de l’énergie de rotation par ses faisceaux radio tourne en général plus lentement que le superfluide intérieur, compte tenu de l’absence de viscosité; cependant, les propriétés quantiques d’un tel fluide conduisent à son accrochage rigide intermittent avec la croûte solide, la réaccélérant de façon brusque et brève. L’observation des sursauts de vitesse de rotation des pulsars permet d’approfondir notre connaissance sur la nature quantique de la matière dans un état de densité impossible à atteindre en laboratoire.

Pulsars et tests de la relativité générale

La découverte du premier pulsar binaire en 1974 par les astronomes américains Russel A. Hulse et Joseph H. Taylor conduisit à revoir la théorie de la formation des pulsars mais, surtout, fournit un laboratoire extraordinaire pour tester la théorie de la gravitation d’Einstein, la relativité générale. En particulier, les chronométrages de haute précision des pulsars binaires PSR 1534+12 et PSR 1913+16 ont permis d’apporter la confirmation expérimentale de l’existence des ondes gravitationnelles prédites par la relativité générale au début du XX^e siècle. Ces systèmes binaires sont formés de deux étoiles à neutrons en orbite très excentrique avec une période de révolution de quelques heures (10 et 8 heures, respectivement), et l’une des étoiles à neutron est un pulsar observable en radioastronomie. Un tel système perd de l’énergie sous forme de radiation gravitationnelle attestée par la diminution de la période orbitale mesurée par chronométrage. Le taux de diminution mesuré correspond exactement à celui qui est prédit par la relativité générale pour des objets subissant de très fortes accélérations au cours de chaque révolution. Cette découverte constitue une importante contribution des pulsars à la physique fondamentale. De plus, les mesures de chronométrage d’un tel système permettent de détecter l’avance du périastre de l’orbite et la dilatation du temps dû à la courbure de l’espace-temps associée au fort potentiel gravitationnel des deux étoiles à neutrons. Par exemple, le périastre de PSR 1913+16 varie de 4,22 degrés par an, à comparer au même phénomène dans le système solaire, avec l’avance du périhélie de Mercure, de 43 secondes de degré par siècle. Cinq effets relativistes affectant les données de chronométrage des pulsars binaires ont été vérifiés et apportent autant de confirmations expérimentales à la théorie de la relativité générale ^{[cf. RELATIVITÉ]}. La poursuite de programmes d’observations a pour objectif d’en mesurer quatorze autres, qui sont autant de tests de cette théorie à l’échelle macroscopique. La gravité à la surface d’un pulsar, 5 milliards de fois supérieure à celle qui règne à la surface du Soleil, permet d’effectuer ces tests de la relativité générale en champ gravitationnel fort, tests qui sont beaucoup plus contraignants que ceux qui sont effectués dans le système solaire.

Pulsars millisecondes et fond d’ondes gravitationnelles primordiales

Les pulsars millisecondes tournent sur eux-mêmes à une vitesse phénoménale en effectuant une rotation complète en moins de 10 millisecondes. Le premier fut découvert en 1982 à Arecibo, et une cinquantaine étaient connus au milieu des années 1990. Leur âge est comparable à celui de l’Univers (supérieur à 1 milliard d’années), leur champ magnétique est faible (10 000 T) relativement à celui des pulsars jeunes, et l’absence d’irrégularités, aléatoires ou brusques, dans les mesures de chronométrage implique une stabilité exceptionnelle de leur rotation, contrairement aux pulsars jeunes. Leur origine et leur évolution ont été difficiles à établir et sont toujours controversées. Normalement, un pulsar naît lors d’une supernova avec une période de rotation de quelques dizaines de millisecondes et ralentit pour atteindre des périodes de l’ordre de la seconde au bout d’environ 10 millions d’années. Alors la dynamo n’est plus assez efficace et il s’éteint. À moins qu’appartenant à un système binaire, il ne soit réaccéléré jusqu’à des vitesses bien supérieures pour s’allumer à nouveau pour une vie d’une durée comparable à celle de l’Univers. On appelle souvent ces pulsars à rotation rapide, pulsars recyclés. Ils appartiennent majoritairement à des systèmes binaires alors que cette circonstance est très exceptionnelle pour les pulsars jeunes. Le système binaire en question est composé d’une étoile à neutrons et d’un compagnon stellaire devenu géante ou supergéante. À ce stade final de l’évolution stellaire, l’enveloppe du compagnon est en expansion, et son gaz se déverse sur l’étoile à neutrons en s’enroulant autour par l’intermédiaire d’un disque d’accrétion transférant ainsi du moment cinétique de rotation à la manière du jouet d’enfant appelé yoyo. Cette réaccélération de la rotation de l’étoile à neutrons conduit à déclencher la dynamo électrique, engendrée par la rotation rapide du champ magnétique dipolaire, et le pulsar s’allume avec l’apparition des deux faisceaux radio. Ce mécanisme peut en principe réaccélérer un pulsar jusqu’à une vitesse limite d’un tour en 0,5 milliseconde, au-delà de laquelle il éclate par perte de cohésion de la matière nucléaire. La plus courte période de rotation observée est de 1,5 milliseconde pour PSR 1937+21, ce qui correspond à la vitesse de rotation extrêmement élevée de 640 tours par seconde.

L’absence ou le très faible niveau des irrégularités de rotation des pulsars millisecondes permet de conduire des mesures de chronométrage très précises pendant plusieurs années, voire décennies, pour étudier le fond d’ondes gravitationnelles stochastiques dont une partie pourrait être d’origine primordiale. On pense que, juste après la naissance de l’Univers avec le big bang, avant la limite du temps de Planck de 10^–43 seconde, un certain nombre de mécanismes produisirent un fond stochastique d’ondes gravitationnelles, dites primordiales. On devrait observer aujourd’hui ce fond d’ondes gravitationnelles comme le reliquat du tout début de l’Univers, de la même manière qu’on observe le fond radio à 2,735 kelvins, plus familier, qui correspond au reliquat de la fin de la phase thermique de l’Univers, un million d’années après le big bang. Le détecteur d’ondes gravitationnelles primordiales envisagé consiste à utiliser la Terre comme masse expérimentale en conduisant le chronométrage précis d’un réseau de pulsars millisecondes répartis uniformément sur le ciel. En passant dans le système solaire, les ondes gravitationnelles de grandes longueurs d’onde (de l’ordre de plusieurs années de lumière) font osciller la Terre autour de son orbite héliocentrique, produisant par effet Doppler-Fizeau une modulation des périodes apparentes de rotation des pulsars du réseau. La modulation recherchée a une période de l’ordre de quelques années et nécessite un programme d’observation long d’une dizaine d’années ou plus pour aboutir. Des observations aux États-Unis, en Australie, en Russie, au Japon et en France sont poursuivies dans ce but. La sensibilité des mesures de chronométrage du pulsar milliseconde PSR 1937+21 est proche du niveau des radiations prédites par les modèles cosmologiques faisant appel à des mécanismes baptisés cordes cosmiques, développés pour expliquer les structures à grande échelle observées dans la distribution des galaxies de l’Univers ^{[cf. COSMOLOGIE]}.

Depuis 1968, les pulsars ont réservé beaucoup de surprises aux astrophysiciens qui les étudient et furent l’objet de deux prix Nobel de physique pour leur découverte d’abord et pour la découverte indirecte des ondes gravitationnelles émises par le pulsar binaire PSR 1913+16 ensuite. Les pulsars sont les meilleurs laboratoires pour étudier la théorie de la gravitation (la relativité générale) et la matière nucléaire hyperdense. Le réseau de pulsars pour détecter l’écho gravitationnel des premiers instants de l’Univers après le big bang n’est pas la moindre des ambitions nourries autour des pulsars.

Encyclopédie Universelle. 2012.