Les pulsars des Voiles sont des objets célestes fascinants qui combinent des phénomènes astrophysiques extrêmes. Cet article vise à explorer en profondeur la définition des pulsars, leur lien avec la constellation des Voiles, et les phénomènes qui y sont associés. De la découverte fortuite des pulsars à leur classification complexe, nous aborderons les aspects fondamentaux de ces étoiles à neutrons en rotation rapide.
Introduction aux Pulsars
Les pulsars sont des étoiles à neutrons nées de l’effondrement gravitationnel d’une étoile massive sur son propre noyau. D’une densité nettement supérieure à celle du soleil, ils tournoient très rapidement sur eux-mêmes, projetant une intense émission électromagnétique qui balaie l’espace à intervalles réguliers, à la manière d’un phare. Ils ont été découverts grâce à la radioastronomie. C’est Jocelyn Bell qui en a fait par hasard la première observation en 1967.
Découverte et Dénomination
Le radiotélescope de Cambridge 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. L’équipe a alors entrepris de solides vérifications, et n’a finalement publié sa découverte que plusieurs mois après. 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.
Les Pulsars et la Constellation des Voiles
Les Voiles sont l’une des 88 constellations du ciel, visible essentiellement de l’hémisphère sud. Incluse à l’origine par Ptolémée dans l’immense constellation du Navire Argo, elle fut créée par Nicolas-Louis de Lacaille lorsqu’il divisa le navire en trois constellations distinctes. Le Navire Argo représentaient, dans la mythologie grecque, le navire avec lequel Jason partit à la recherche de la Toison d’or. Ptolémée l’avait répertoriée dans son Almageste. À cause de sa taille (1 884 degrés carrés) et de son étendue (70° d’est en ouest), Nicolas-Louis de Lacaille la divisa en trois constellations en 1752 afin de pouvoir la manier plus aisément.
Les désignations aux lettres grecques ayant été assignées aux étoiles plus d’un siècle avant la division du Navire Argo, chacune des quatre constellations issues de la partition a héritée de certaines de ses lettres. γ Velorum (Suhail al Muhlif) α et β ayant échu à la Carène, γ Velorum (ou Suhail al Muhlif) est l’étoile la plus brillante de la constellation des Voiles. C’est une étoile multiple. γ1 Vel est une sous-géante bleue de magnitude apparente 4,27 et elle possède probablement un compagnon. γ2 Vel est constituée d’une supergéante bleue, 30 fois plus massive que le Soleil et 200 000 fois plus lumineuse, et d’une étoile Wolf-Rayet, la plus proche et l'une des plus chaudes (plus de 60 000 K en surface) que l’on connaisse, qui tournent l’une autour de l’autre en 78,5 jours.
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Caractéristiques Physiques des Pulsars
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. 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.
Formation et Rotation
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. 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.
Émission de Rayonnement
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. 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. 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.
La durée de réception du signal, comparée à la période de rotation, donne une estimation de l’ouverture du cône de rayonnement. 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. 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.
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Champ Magnétique et Rayonnement Synchrotron
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. 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.
Le champ magnétique du pulsar est en interraction avec le champ magnétique interstellaire, et il en résulte un freinage de la rotation du pulsar. 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.
Le Pulsar de Vela et son Rémanent
Vela (XYZ), ou SNR G263.9-03.3 est un rémanent de supernova de la constellation des Voiles. Il est situé dans une région contenant plusieurs autres rémanents notables, RX J0852.0-4622, plus jeune, et appelé pour cette raison Vela Junior (situé en avant-plan), et Puppis A (situé en arrière-plan). Ces deux rémanents plus modestes en termes de taille angulaire recouvrent partiellement Vela (XYZ), ce qui a rendu leur identification difficile, en particulier pour Vela Junior.
Le nom de Vela (XYZ) vient de ce que la grande extension spatiale du rémanent et ses hétérogénéités ont rendu son identification en tant qu'objet unique relativement difficile. Vela (XYZ) est un des plus grands rémanents identifiés en termes de taille angulaire : son diamètre apparent est supérieur à 4 degrés. Son aspect est très variable selon la longueur d'onde d'observation. En ondes radio, il apparaît sous la forme d'une coquille au sein de laquelle on distingue une nébuleuse de vent de pulsar. Son type est classé parmi les composites.
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Caractéristiques du Rémanent Vela (XYZ)
Il compte parmi les rémanents les plus lumineux dans le domaine radio, avec une densité de flux de 1750 Jy à la fréquence de 1 GHz. Son rayon se déduit de sa distance et de sa taille angulaire. Sa distance estimée par la méthode d'absorption HI serait de 0,25 kpc, après avoir longtemps été surestimée à 0,5 kpc environ. Cependant, la mesure la plus fiable semble pouvoir être réalisée à l'aide de la méthode de la parallaxe du pulsar central obtenue grâce aux données astrométriques optiques du télescope spatial Hubble. Cette méthode, la seule à ce jour à avoir déterminé la distance d'un pulsar par parallaxe optique, fixe la distance à 0,3 kpc.
Âge du Rémanent et du Pulsar de Vela
L'âge exact de Vela (XYZ) est difficile à évaluer. La méthode de l'âge caractéristique utilisée pour les pulsar n'est pas utilisable pour le pulsar de Vela, car celle-ci présuppose qu'une des caractéristiques du pulsar, l'indice de freinage (qui détermine de quelle façon la période de rotation du pulsar ralentit avec le temps) ait une valeur de l'ordre de 3, alors que pour ce pulsar, qui s'avère être très atypique, il est proche de l'unité.
Relations avec d'autres Rémanents
La nébuleuse de Gum s’étend en grande partie sur les Voiles (elle déborde un peu sur la Poupe). C’est le rémanent de supernova. Vela (XYZ), aussi appelé SNR G263.9-03.3, résulte également d’une supernova, en l'occurrence celle qui a produit le pulsar de Vela (ou PSR B0833-45), un des premiers pulsars découverts et un des plus étudiés encore à l'heure actuelle. Un rémanent plus jeune que Vela (XYZ) a été découvert, recouvrant partiellement celui-ci. Il est appelé RX J0852-4622, ou plus simplement Vela Junior, par opposion à Vela (XYZ). Vela Junior est en effet un des plus jeunes rémanent connus, avec un âge de l'ordre de 700 ans.
Types de Pulsars
On distingue deux grands types d’étoiles à neutrons : le magnétar et le pulsar.
- Magnétar (ou magnétoile): une étoile à neutrons dont le champ magnétique peut aller jusqu’à 1011 teslas.
- Pulsars gamma: émettent des rayons gamma.
- AXP (Anomalous X-ray Pulsar): Certains pulsars X présentent des caractéristiques étranges, en particulier leur champ magnétique est beaucoup plus intense que la normale, atteignant 1010 teslas. 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.
Pulsars Binaires
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. 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. 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. 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. Les deux corps ont une masse de l’ordre de celle du Soleil. Preuve que ce sont des objets compacts (sinon ils se heurteraient).
Pulsars Milliseconde
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. 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.
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.
Importance des Pulsars dans la Recherche Scientifique
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 ! 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.
Découverte d'Ondes Gravitationnelles
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. Des ondes gravitationnelles ont été détectées à l’automne 2015 par les instruments LIGO, VIRGO étant en maintenance pour augmenter ses capacités.
Anomalies et Glitches
L’observation de la période d’un pulsar montre une très grande régularité, avec une décroissance lente. 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. 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.