Histoires de la Science : les Pulsars - MAJ 10-10-2014

Dès 1933, l’Allemand Walter Baade et le Suisse Fritz Zwicky envisagent théoriquement l'existence d'étoiles à neutrons, mais ils se font plutôt moquer par la communauté scientifique et leurs théories ne sont pas prises au sérieux, sont en marge...

Tout change lorsque, en 1967, les astrophysiciens anglais Jocelyn Bell et Anthony Hewish, qui étudiaient l’effet du milieu interplanétaire sur la propagation des ondes radio, découvrent tout à fait par hasard une source, PSR 1919+21, qui émettait des impulsions radio de façon très, trop régulière. Assez rapidement, d’autres radioastronomes, se basant sur les mêmes fréquences, mirent en évidence l’existence de très nombreuses sources identiques. Toutes ces sources se caractérisaient par des pulsations très rapides, de périodes comprises entre quelques millisecondes et quelques secondes, et surtout ayant une régularité extrême, ces périodes étant stables avec une précision relative du millième de milliardième.

1969, les scientifiques envisagent encore toutes les possibilités, y compris la présence de plusieurs civilisations extra-terrestres avancées dont les activités industrielles nous parviendraient sous forme de pulsions très régulières, rythmées. Les théories liées au Temps et au Rythme n'y sont pas étrangères d'ailleurs. Voici quelques archives de l'époque en ma possession ("Le Nouveau Planète" N°11 - Octobre 1969) :

Les spéculations et interrogations ont continué à diviser la communauté des astrophysiciens, alors que les études des pulsars découverts en grand nombre permettaient d'affiner de très nombreuses disciplines de l'astrophysique, allant de tests sur la relativité générale et de la physique de la matière condensée, jusqu'à l'étude de la structure de la Voie lactée et des supernovas. Après une multitude de spéculations donc, il fut admis (sans certitude absolue d'ailleurs) que le seul objet naturel possiblement responsable d'un tel signal était une étoile à neutrons en rotation rapide. Ces objets n'avaient pas encore à l'époque été observés, mais leur existence comme produit d'une explosion d'une étoile massive en fin de vie (supernova) ne faisait guère de doute. La découverte du pulsar PSR B0531+21 au sein de la Nébuleuse du Crabe (M1), résultat de la supernova historique SN 1054, décrite par les astronomes d'extrême-Orient du moyen-âge (Chine, Japon) acheva de parfaire l'identification entre pulsars et étoiles à neutrons.

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.

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, en 1974.

Il possédait la propriété remarquable de posséder comme compagnon une autre étoile à neutrons, formant avec lui un système binaire en orbite extrêmement serrée, au point que la gravitation universelle ne permet pas d'expliquer les détails de l'orbite du pulsar, révélée par les modulations des temps d'arrivée de l'émission pulsée de ces objets. La précision élevée des mesures a permis aux astronomes de calculer la perte d'énergie orbitale de ce système, que l'on attribue à l'émission d'ondes gravitationnelles. Un système encore plus remarquable fut découvert en 2004, le pulsar double PSR J0737-3039. Ce système est composé de deux étoiles à neutrons, qui sont toutes deux vues comme des pulsars. Ils forment le système avec une étoile à neutron le plus serré connu à ce jour, avec une période orbitale d'environ deux heures. Encore plus remarquable, l'inclinaison de ce système est très basse (le système est quasiment vu dans son plan orbital), au point qu'un phénomène d'éclipse se produit pendant quelques dizaines de secondes lors de la révolution du système. Cette éclipse n'est pas due au masquage du pulsar d'arrière-plan par la surface de celui d'avant-plan, mais au fait que les pulsars sont entourés d'une région fortement magnétisée et siège de phénomènes électromagnétiques complexes, la magnétosphère. Cette magnétosphère est susceptible d'empêcher la propagation du rayonnement issu du pulsar d'arrière-plan, offrant l'opportunité unique d'étudier la structure de la magnétosphère de ces objets.

Dans les années 1980, on découvrit les pulsars milliseconde, qui, comme leur nom l'indique, possèdent des périodes de quelques millisecondes (typiquement entre 2 et 5). Depuis 1982, le pulsar PSR B1937+21 possédait la fréquence de rotation la plus élevée. 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 PSR J1748-2446ad (ou Ter5ad pour faire plus court, le pulsar étant situé au sein de l'amas globulaire Terzan 5) et dont la fréquence de rotation s'élève à 716 Hz.

Explications, suppositions : Les impulsions observées sont produites par un rayonnement issu de l'étoile à neutrons en rotation. Du fait que le rayonnement n'est pas isotrope, la rotation de l'étoile provoque une modulation temporelle de celui-ci. L'interprétation en est que les processus de rayonnement sont liés au champ magnétique de l'étoile à neutrons, et que l'axe du champ magnétique n'est pas aligné avec son axe de rotation. Ainsi, le rayonnement, dont il semble vraisemblablement qu'il soit centré sur les pôles magnétiques de l'étoile, est émis à un instant donné sous forme de deux faisceaux dans des directions opposées. Ces deux faisceaux balaient l'espace du fait de la rotation de l'étoile à neutron en décrivant un cône d'une certaine épaisseur.

La mise en évidence la plus convaincante du scénario ci-dessus provient de ce que l'étoile à neutrons se comporte ainsi comme un dipôle magnétique en rotation. Une telle configuration est amenée à perdre de l'énergie du fait de sa rotation, aussi la période des signaux du pulsar doit-elle s'allonger avec le temps. Ce phénomène de ralentissement des pulsars est en effet observé de façon quasi systématique dans ces objets. De façon plus précise, il est possible de prédire la forme exacte du ralentissement observé des pulsars. D'une part, il est possible de comparer l'âge déduit de l'observation du ralentissement avec l'âge réel du pulsar quand celui-ci est connu (comme pour le pulsar du Crabe), d'autre part, la loi d'évolution temporelle de la période de rotation du pulsar doit dépendre d'un paramètre appelé indice de freinage dont la valeur attendue est 3. Cet indice est malheureusement assez difficile à mesurer (il ne peut être mis en évidence en quelques années que sur des pulsars jeunes), mais la valeur trouvée est souvent relativement proche de 3, quoique presque systématiquement inférieure à cette valeur. La raison de cet écart n'est pas bien connue à l'heure actuelle.

Les pulsars peuvent être vus comme des horloges naturelles extraordinairement stables, dont la stabilité à long terme est comparable à celle des meilleures horloges atomiques terrestres. 

Pour rappel, une étoile à neutrons est un corps d'une masse comprise entre 1,44 et 2 à 3 masses solaires dont le diamètre est de l'ordre de dix à vingt kilomètres. Il s'agit donc d'un astre excessivement compact. Dans une telle étoile, constituée, comme son nom le suggère, d'une grande proportion de neutrons plaqués les uns contre les autres. Ainsi la masse volumique moyenne peut-elle atteindre dans une étoile à neutrons quelque chose comme cent millions de tonnes par centimètre cube.

Pour parvenir à une telle situation, il a fallu que la gravitation puisse vaincre toutes les autres forces à l'intérieur d'une étoile. On peut donc s'attendre à ce qu'une étoile à neutrons ne se forme qu'après l'extinction des réactions nucléaires dont l'énergie contrebalance le poids qu'exerce l'étoile sur elle-même. Il est par ailleurs nécessaire qu'une masse suffisante soit présente. Aussi le principal mécanisme de formation des étoiles à neutrons est-il l'implosion finale sous son propre poids du coeur d'une étoile, dont l'enveloppe, de son côté, explose pour donner lieu à une supernova. On peut également imaginer, selon un modèle proposé en 1976 notamment par Evry Schatzman, de l'Observatoire de Meudon, que certaines naines blanches accompagnées d'une étoile à l'enveloppe dilatée, puissent capturer chez leur voisine la matière nécessaire à leur implosion.

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.

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.

Chaco Canion, en Amérique du sud

Pour expliquer des variations d’intensité aussi rapides, il fallait admettre un objet extrêmement petit, bien plus petit qu’une planète. Tout modèle devra accepter cette propriété.
- maintenant, qu’en est-il de la masse ? On a observé des pulsars en orbite avec des étoiles, permettant de mesurer cette 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.

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 par jour. Lorsque le rayon diminue, la rotation s’accélère, comme celle de la patineuse qui ramène les bras le long du corps. 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 celles des hypothétiques étoiles à neutrons.

Des étoiles à neutrons en rotation très rapide, qui émettraient un rayonnement radio localisé à leur surface, expliqueraient donc les observations. L’émission se fait comme celle d’un phare, et si l’observateur se trouve dans le bon plan, il voit le faisceau à chaque tour, sous forme d’un éclair. Il reste à expliquer le curieux rayonnement radio, avec le pic d’émission. Autour du pulsar se trouve une atmosphère portée à haute température, donc ionisée. Les électrons libres, pris dans le champ magnétique, sont accélérés à des vitesses relativistes. En se déplaçant dans le champ magnétique, ils spiralent et produisent un rayonnement synchrotron radio. C’est ce rayonnement que nous recevons sur Terre, à la condition que le jet soit orienté vers nous. Le jet, en tournant, se comporte comme un phare, dont le faisceau balaye l’espace. Si la Terre se trouve dans ce cône, le pulsar est détectable. Dans le cas contraire, il sera invisible. Etant donné l’angle d’ouverture du faisceau (qui n’est pas filiforme), on a calculé que 3 % des pulsars se trouvent dans une position favorable à l’observation.

Revenons à l’effondrement de l’étoile. Elle possède un champ magnétique assez fort, un peu comme le Soleil. En se contractant, son champ magnétique est amplifié comme le carré du rayon. 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. 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 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. 

un pulsar

Pulsars doubles

On a observé un pulsar double (les deux composantes sont des pulsars). Par exemple 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. Ces couples sont difficilement observables, puisque les deux composantes doivent envoyer leurs faisceaux vers la Terre, ce qui est assez rare.

Ce couple est exceptionnel ! Il est constitué de deux objets en orbite elliptique très serrée, la période orbitale étant de 7,75 heures. Au plus près, les deux objets 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. Ce sont donc 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 est observée.

De plus, une révolution aussi serrée devrait produire des ondes gravitationnelles. Prédites par la Relativité Générale, elles n’ont jamais été observées. Mais le pulsar double montre une diminution de sa période de révolution : en 12 ans, elle a diminué d’une seconde. D’où vient cette diminution ? Elle s’explique par une perte d’énergie, qui doit être rayonnée. Ceci 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. Des vérifications directes sont en cours, à l’aide en particulier de l’instrument VIRGO en cours d’installation près de Pise.

Pulsars en X

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.

Pulsars X anormaux

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.

Etoiles étranges

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 s/ 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 là...

Voici une courte vidéo expliquant brièvement et de façon simplifié ce qu'est un pulsar (d'après les théories actuelles, qui sont toujours incomplètes, il ne faut pas l'oublier). Cet objet stellaire si massif et dense tournant plusieurs fois par secondes sur lui-même.

Sources : Le Nouveau Planète N°11 - 10-1969

http://astronomia.fr/4eme_partie/pulsars.php

http://www.cosmovisions.com/pu.htm

http://fr.wikipedia.org/wiki/Pulsar

http://xn--80aqafcrtq.cc/fr/?p=464561

http://www.lesperseides.com/modules/news/article.php?storyid=107

MAJ 10-10-2014 : juste après cet article juste éducatif, une nouvelle découverte scientifique sur un pulsar inédit remet encore en question les théories scientifiques... c'est curieux, j'ai souvent remarqué que mes articles anticipent de peu (de quelques jours à quelques mois) de nouvelles découvertes concernées par le même sujet ! (notons que dans l'histoire, ce qui était "à coup sûr" un trou noir... n'en est pas un du tout !!! ) :

http://www.techno-science.net/?onglet=news&news=13234

Yves Herbo, Sciences, F, Histoires, 08-10, 10-10-2014