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Les astronomes appellent un pulsar une source d’émission radio pulsée. Cela signifie que les télescopes captent des salves périodiques (impulsions) d’émissions radio.

Histoire de la découverte

Dans les années 1960, un groupe de scientifiques dirigé par le physicien britannique Anthony Hewish a construit un radiotélescope de ses propres mains pour observer des sources radio compactes. Parmi les chercheurs se trouvait une doctorante de 23 ans, Jocelyn Bell, qui rassemblait des documents pour sa thèse. Sa tâche consistait à réviser tous les enregistreurs du télescope, à traiter les données d’observation et à identifier les signaux des sources compactes. Après deux mois de travail, Jocelyn Bell a détecté des signaux qui ne pouvaient être attribués ni à des interférences ni à des sources compactes connues. L’étudiante diplômée a supposé que le signal détecté était généré par une source ponctuelle — une étoile. Cependant, la période d’émission des impulsions par cette source était d’un peu plus d’une seconde. Des éclairs aussi fréquents ne sont pas caractéristiques des étoiles variables et ne peuvent pas être causés par les processus qui s’y déroulent. Avec Anthony Hewish, l’étudiant diplômé a continué à étudier l’étrange rayonnement, ce qui a permis d’écarter l’hypothèse de son origine terrestre.

D’autres scientifiques ont également été impliqués. Comme une seule source de ce type a été détectée, on a commencé à spéculer sur le fait que la source périodique était le résultat d’une civilisation intelligente extraterrestre. C’est la raison pour laquelle le premier pulsar radio a été baptisé «Little Green Men», en abrégé LGM-1. Peu après, Jocelyn a découvert trois autres sources présentant une périodicité aussi faible dans des zones du ciel complètement différentes. Il est alors devenu évident que cette source constituait une nouvelle classe d’objets astronomiques

Photo Jocelyn Bell 1967 et 2011.

Il s’est avéré que, plus tard, des signaux radio périodiques similaires ont été captés par des astronomes et plus tôt, mais ils ont été pris pour des interférences causées par l’activité humaine.

Candidats aux pulsars

La nature des impulsions reçues suggère que le rayonnement arrive sur Terre à partir d’une région de l’espace dont le volume est relativement faible. De plus, la grande stabilité du pulsar suggère que la source du rayonnement est un système rigide plutôt qu’un amas de gaz ou de plasma. L’émission périodique peut s’expliquer de trois façons : par des oscillations de l’objet source lui-même, ou par sa propre rotation orbitale.

La rotation orbitale de la source du rayonnement périodique implique la rotation mutuelle de deux objets, mais un tel système avec une période aussi faible émettrait de puissantes ondes gravitationnelles qui ralentiraient la rotation des objets et les feraient entrer en collision en l’espace d’un an seulement. De plus, la convergence entraînerait une diminution de la période d’émission, alors qu’elle augmente légèrement avec le temps dans les pulsars. Les pulsations intrinsèques d’un tel objet entraîneraient également une diminution de la période. Il reste donc l’option de la rotation correcte de l’objet.

Les candidats au rôle de pulsars étaient des objets compacts tels que les trous noirs, les étoiles à neutrons et les naines blanches. Depuis la découverte de pulsars ayant des périodes d’environ 30 millisecondes, l’hypothèse selon laquelle les pulsars pourraient être des naines blanches a été écartée. En effet, les naines blanches ne peuvent pas avoir une période de rotation aussi courte, car elles seraient détruites par la force centrifuge, c’est-à-dire qu’elles voleraient en éclats. Les trous noirs ne peuvent pas rayonner par eux-mêmes. Le seul candidat au rôle de source d’émission radio périodique est donc une étoile à neutrons, qui a une vitesse de rotation élevée.

La physique des pulsars radio

La rotation rapide d’une étoile à neutrons lui fait perdre une partie de sa matière stellaire. C’est-à-dire qu’en tournant rapidement, l’étoile à neutrons émet des particules élémentaires qui forment le plasma.

Il s’est avéré que les pulsars radio ont des champs magnétiques puissants (10 1 0-10 13 Gs). Des champs similaires sont observés dans certaines étoiles à neutrons, ce qui les renforce en tant que candidats aux pulsars radio. À l’intérieur des calottes polaires, les lignes de force du champ électromagnétique sont orientées de telle sorte qu’elles forment un champ électrique longitudinal par rapport au plasma émis. Ce champ présente une différence de potentiel entre le centre et le bord de la calotte polaire, ce qui entraîne l’accélération des particules élémentaires émises jusqu’à des énergies ultrarelativistes. En atteignant de telles énergies, les particules libèrent une partie de leur énergie sous forme de rayonnement, y compris dans la gamme radio. Compte tenu de tout ce qui précède, on peut imaginer un pulsar radio comme une étoile à neutrons en rotation rapide, dotée d’un champ magnétique puissant, qui émet du plasma à ses pôles, émettant à son tour des ondes électromagnétiques.

Schéma d’un pulsar radio. La sphère au centre est une étoile à neutrons, les courbes représentent les lignes de force magnétiques, les cônes le long de l’axe magnétique sont des faisceaux radio, la ligne verte est l’axe de rotation

En outre, si l’axe de rotation de l’étoile ne coïncide pas avec l’axe du champ magnétique, le rayonnement électromagnétique mentionné tourne également autour de l’axe de rotation de l’étoile, en même temps que l’étoile à neutrons elle-même.

Les astronomes ont donc affaire à un «phare», dont le rayonnement est périodiquement dirigé vers un observateur terrestre.

Désignations

Les noms des pulsars contiennent des informations à leur sujet. La désignation PSR XYYYYYYYZZZZ contient les informations suivantes :

• PSR — préfixe, qui est une abréviation du mot anglais «pulsar» ;
• X — signifie l’époque du catalogue. Deux variantes peuvent être indiquées ici : B — si le catalogue date de 1950 et J — s’il date de 2000. L’absence de cet indice signifie presque toujours que le catalogue date de 1950 ;
• YYYYY — signifie l’ascension directe du pulsar. En d’autres termes, l’ascension directe d’un corps astronomique est l’une des coordonnées du deuxième système de coordonnées célestes équatoriales. Elle est mesurée en heures (les deux premiers chiffres) et en minutes (les autres chiffres) ;
• ZZZ(Z) — la deuxième coordonnée du système équatorial. Elle est également mesurée en heures et souvent en minutes. Cette coordonnée peut être précédée de + ou — , selon l’hémisphère, respectivement nord ou sud. L’ascension directe et la déclinaison permettent de déterminer la position d’un corps dans le ciel.

Le premier pulsar découvert en 1967 est aujourd’hui appelé PSR B1919+21, le premier double pulsar (système pulsar-étoile) est PSR B1913+16, et le premier double pulsar (deux pulsars) est PSR J0737-3039.

Principales caractéristiques

Outre les coordonnées, les pulsars se distinguent par leurs caractéristiques :

• La période de rotation. La distribution des pulsars par période donne un maximum dans la région de 0,6 seconde. C’est-à-dire que la plupart des pulsars, dits «normaux», ont cette période de rotation. Il existe également un autre maximum prononcé, plusieurs fois plus petit que le plus grand, et qui se situe dans la région de 4 ms, c’est pourquoi les pulsars de ce type sont appelés «millisecondes».

Répartition des pulsars par période

• La dérivée de la période est un paramètre qui détermine le taux de croissance de la période de rotation du pulsar. On sait que presque tous les pulsars observés ont une période qui augmente de façon monotone avec le temps, c’est-à-dire que la rotation ralentit.
• Profil de l’impulsion moyenne. Les impulsions des pulsars radio ne sont pas similaires les unes aux autres, mais en faisant la moyenne, par exemple, de 1000 impulsions, il est possible d’identifier une certaine impulsion moyenne, qui présente cette caractéristique.
• Interimpulsion : présence ou absence d’une petite impulsion entre deux impulsions principales.
• Polarisation — définit la polarisation de l’émission radio provenant du pulsar vers la Terre. Le rayonnement des pulsars radio est fortement polarisé, certains ayant une polarisation proche de 100 %.
• Impulsions géantes. La présence de telles impulsions implique une augmentation significative de la densité du flux de certaines impulsions, semblable à un éclair. Si la densité des impulsions de la plupart des pulsars ne peut augmenter de plus de 10 fois, celle des pulsars à impulsions géantes se caractérise par une augmentation de la densité des impulsions de l’ordre de centaines, voire de milliers de fois.

En 2011, le nombre de pulsars radio découverts a dépassé la barre des 1970. Selon des estimations théoriques, il pourrait y avoir environ 240 000 radio-pulsars dans la Voie lactée.

Date de publication: 12-26-2023

Mettre à jour la date: 12-26-2023