Les pulsars sont essentiellement des phares cosmiques. Ce sont des étoiles à neutrons en rotation rapide, des cadavres ultra-denses d’étoiles massives qui ont explosé sous forme de supernovas. Ces objets sont incroyablement denses. Une seule étoile à neutrons regroupe entre 1,18 et 1,97 fois la masse de notre Soleil dans une sphère de seulement 20 kilomètres de large. La plupart se situent autour de 1,35 masse solaire.
Ils tournent. Rapide.
Les premiers de ces objets ont été découverts en 1967 par Antony Hewish et Jocelyn Bell de l’Université de Cambridge. Ils ont utilisé un radiotélescope conçu pour capter les fluctuations rapides des sources radio. Ce qu’ils ont vu, ce sont des pulsations extrêmement régulières. Certains pulsars émettent des ondes radio. D’autres clignotent sous la lumière visible, les rayons X ou les rayons gamma. Il en existe même des radio-silencieux qui ne crient que dans les longueurs d’onde des rayons X ou gamma.
Le mécanisme est simple mais violent. Lorsqu’une étoile s’effondre, les neutrons à la surface se désintègrent en protons et en électrons. Ces particules chargées sont arrachées de la surface et heurtent un champ magnétique intense. Nous parlons ici de 10 ^ 12 gauss. Pour le contexte, le champ magnétique terrestre est faible, de 0,5 gauss.
Les particules accélèrent jusqu’à atteindre des vitesses proches de la lumière. Ils émettent un rayonnement synchrotron. Cela jaillit sous forme de faisceaux intenses provenant des pôles magnétiques. Mais voici le problème : les pôles magnétiques ne s’alignent pas avec les pôles de rotation. Ainsi, lorsque l’étoile tourne, ces faisceaux balayent l’espace. Si la Terre se trouve sur la trajectoire, nous détectons une impulsion régulière et rythmée.
Depuis cette première découverte, les astronomes ont découvert environ 2 000 pulsars. Ils ne sont pas dispersés au hasard. La plupart se regroupent autour du plan de la Voie lactée.
Le record de vitesse
La vitesse de rotation des pulsars varie énormément. Le pulsar observé le plus lent met environ 11,8 secondes pour effectuer une rotation. C’est lent pour une star.
Ensuite, vous avez les pulsars millisecondes.
Pendant plus de deux décennies, le détenteur du record était le PSR J1939+2134. Découvert en 1982, il tourne 642 fois par seconde. Sa période n’est que de 1,55 milliseconde.
En 2006, ce record a été battu. J1748−2446ad tourne à 716 fois par seconde. Sa période est de 1,396 millisecondes.
Pourquoi y a-t-il une limite ? Force centrifuge. Si une étoile à neutrons tourne beaucoup plus vite, la force exercée à son équateur l’emporte sur la gravité. La star allait se déchirer. La vitesse de fuite à la surface d’une étoile à neutrons est environ la moitié de la vitesse de la lumière. L’attraction gravitationnelle est si forte. Pourtant, ces étoiles se heurtent à la limite théorique.
Les pulsars millisecondes se forment généralement dans les systèmes stellaires binaires. L’étoile à neutrons accumule la matière de son compagnon après la supernova. Cette masse supplémentaire et ce moment cinétique le font tourner. C’est comme un patineur artistique qui serre ses bras, mais à l’échelle galactique.
Glitches et ondes de gravité
Les pulsars ralentissent. Très lentement. Généralement d’un millionième de seconde par an.
Ce ralentissement permet aux astronomes de calculer un « âge caractéristique ». Vous prenez la période actuelle et la divisez par le taux de ralentissement. C’est une estimation approximative. Parfois, cela correspond à l’âge réel. Le Crabe Pulsar, né d’une supernova en 1054 CE, a un âge caractéristique de 1 240 ans. C’est proche.
D’autres fois, c’est éteint. Pulsar J0205+6449 formé en 1181 CE. Son âge caractéristique est de 5 390 ans. C’est loin.
Le ralentissement étant si progressif, ces objets sont des horloges incroyablement précises. Et parce qu’ils ont des champs gravitationnels très puissants, ils sont de parfaits sujets de test pour les théories de la gravité.
En 1993, Joseph Taylor et Russell Hulse remportent le prix Nobel de physique. Ils ont étudié le pulsar PSR 1913+16. Elle est sur une orbite étroite avec une autre étoile à neutrons. La gravité des deux étoiles perturbe la régularité des impulsions radio. En chronométrant ces variations, Taylor et Hulse ont vu les étoiles tourner de plus en plus vite sur une orbite rétrécie.
Ils perdaient de l’énergie. La seule explication était les ondes gravitationnelles. Ce fut la première preuve expérimentale des ondes prédites par Albert Einstein dans sa théorie de la relativité générale.
Ensuite, il y a les problèmes.
Un problème est un saut soudain dans la période du pulsar. Il tourne, puis ralentit progressivement jusqu’à sa valeur d’avant le problème. Cela se produit à cause des « tremblements d’étoiles ». La croûte de fer rigide de l’étoile se fissure. Ou bien le couplage entre la croûte et l’intérieur fluide se déplace. Habituellement, l’intérieur tourne plus vite que la croûte. Parfois la croûte rattrape son retard. Ou glisse. Le timing change.
Nous utilisons ces problèmes pour sonder la structure intérieure des étoiles que nous ne pouvons pas voir. Nous cartographions l’invisible en regardant la lumière clignoter.
“Ces vitesses de rotation sont proches de la limite théorique pour un pulsar, car une étoile à neutrons tournant seulement environ quatre fois plus vite s’envolerait.”
Il est étrange de penser que la mort d’une étoile puisse devenir un outil de mesure du temps lui-même. Ou donner raison à Einstein des décennies avant que nous puissions détecter les ondulations dans l’espace-temps. La nébuleuse du Crabe brille. Les pulsars millisecondes tic tac. Et nous écoutons simplement.
Il existe encore des pulsars radio silencieux. Nous ne savons pas où ils se trouvent tous. La Voie Lactée est grande. L’univers est plus grand. Et les phares continuent de tourner.
Les pulsars Crab et Vela ne sont pas de simples toupies. Ce sont des moteurs de vampires énergétiques, perdant leur vitesse de rotation si rapidement que la perte d’énergie se manifeste sur l’ensemble du spectre électromagnétique. Ce n’est pas seulement de la théorie. C’est une réalité observable, qui clignote dans nos détecteurs toutes les millisecondes.
Prenez le Crabe Pulsar. Sur les photographies optiques, elle ressemble à une modeste étoile de magnitude 16 située en plein cœur de la nébuleuse du Crabe. Mais quand on y regarde de plus près, la lumière ne se contente pas de briller. Ça pulse. Les astronomes du Steward Observatory en Arizona ont détecté ce comportement exact en 1968, peu de temps après la découverte radio initiale. La lumière visible clignote exactement au même rythme que les ondes radio. Il émet également des impulsions régulières de rayons X et de rayons gamma. C’est une balise multi-longueurs d’onde.
Ensuite, il y a le Vela Pulsar. Il est beaucoup plus faible en lumière visible, oscillant autour de la magnitude 24. Vous avez besoin d’un équipement sérieux pour le voir. Une recherche sensible en 1977 à l’aide du grand télescope anglo-australien de Parkes a réussi à le repérer. Vela émet également des impulsions aux rayons X. Mais sa renommée réside dans les rayons gamma. Il s’agit de la source de rayonnement la plus intense de tout le ciel. Impulsions de rayons gamma régulières et prévisibles.
La mécanique de l’accrétion et des anomalies
Tous les pulsars à rayons X ne suivent pas les mêmes règles. Certains sont des pulsars « à accumulation ». Ils vivent dans des systèmes binaires. L’étoile à neutrons extrait la matière de son étoile compagne. Cette matière tombe le long des lignes de champ magnétique et s’écrase sur les calottes polaires magnétiques. L’impact libère des rayons X. C’est une trajectoire de collision cosmique.
Ensuite, vous avez la classe « anormale ». C’est bizarre. Leurs règles s’étendent au-delà de cinq secondes. Ils éclatent d’une activité radiologique imprévisible. Ils sont souvent liés aux restes de supernova. Ces objets naissent d’étoiles à neutrons hautement magnétisées, appelées magnétars. Leurs champs magnétiques varient entre 10^14 et 10^15 gauss. C’est incroyablement fort.
Ces magnétars chevauchent également un autre groupe : les répéteurs de rayons gamma mous. Ils ne font pas que pulser. Ils éclatent. Des éclats répétés de rayons gamma qui illuminent le cosmos en éclairs chaotiques.
Le mystère uniquement Gamma
Certains pulsars n’émettent pas du tout d’ondes radio. Ils ne brillent que sous les rayons gamma. Le télescope spatial Fermi Gamma-ray a changé la donne ici. En 2008, il a trouvé le premier pulsar de ce type à l’intérieur du reste de la supernova CTA 1. Depuis lors, il en a ajouté onze autres à la liste.
Le mécanisme d’émission défie ici les modèles standards. Les pulsars radio reçoivent leur signal de faisceaux de particules jaillissant des pôles magnétiques. Les pulsars à rayons gamma uniquement ne fonctionnent pas de cette façon. L’émission se produit loin de la surface de l’étoile à neutrons. La physique derrière cette émission gap reste une boîte noire.
Nous savons qu’ils existent. Nous pouvons les compter. Mais le processus physique précis qui génère ces impulsions de rayons gamma est encore inconnu. Le moteur tourne, le voyant clignote, mais on devine encore la mécanique.
