La fin des étoiles en astronomie : Pulsar



Envisagées sur le plan théorique dès 1933 par l'Allemand Walter Baade et le Suisse Fritz Zwicky, les étoiles à neutrons ne furent réellement prises au sérieux qu'une trentaine d'années plus tard, après la découverte des pulsars. L'existence de ces derniers fut révélée en 1967 par les astrophysiciens anglais Jocelyn Bell et Anthony Hewish. Ces deux chercheurs étudiaient l'effet du milieu interplanétaire sur la propagation des ondes radio et découvrirent par hasard une source, PSR 1919+21, qui émettait de façon très régulière des impulsions radio. Très rapidement d'autres radioastronomes mirent en évidence l'existence de très nombreuses sources similaires. Elles se caractérisaient toutes par des pulsations très rapides, des périodes comprises entre quelques secondes et quelques millisecondes et surtout une régularité extrême, ces périodes étant stables avec une précision relative du millième de milliardième. On recense aujourd'hui plusieurs centaines de ces sources.

La nature des pulsars

Dès la découverte des pulsars, la question se posa de savoir quelle était leur nature. Imaginer un corps ou un phénomène capable de donner lieu à des signaux périodiques avec une rapidité et une précision pareilles relevait du casse-tête. Après avoir éliminé la possibilité d'une émission par une civilisation extraterrestre ou celle de simples parasites, la solution la plus plausible était de considérer un corps en rotation très rapide. Si celui-ci émettait un rayonnement dans un faisceau étroit, la situation pouvait être comparée à celle d'un phare : les pulsations s'expliquaient comme le passage périodique du faisceau dans la direction de la Terre.

La rapidité de la rotation ne pouvait s'accommoder que d'objets très petits. En effet, une étoile normale qui tournerait à cette vitesse se disloquerait rapidement sous l'effet de la force centrifuge. Les étoiles à neutrons, proposées longtemps auparavant d'un point de vue purement théorique, apparurent alors comme les meilleures candidates. Ceci fut rapidement confirmé, en 1968, par la découverte d'un pulsar au sein de la nébuleuse du Crabe, ce qui mettait clairement en évidence le lien entre résidus de supernova et pulsars. De nos jours, l'identité entre les deux objets ne fait plus guère de doute, la compréhension des mécanismes d'émissions ayant beaucoup progressé.

C'est la taille minuscule des étoiles à neutrons qui est à l'origine du phénomène pulsar. Elle explique à la fois la vitesse de rotation élevée et la présence d'intenses champs magnétique et électrique, tous les facteurs mis en jeu dans l'émission radio rapide et stable caractéristique des pulsars.

La première conséquence de la petite taille est la formidable vitesse de rotation de l'étoile. Il existe une grandeur appelée le moment angulaire, qui caractérise la rotation d'un corps. Elle se calcule à partir de la masse, de la taille et de la vitesse de rotation de l'objet en question. La propriété fondamentale du moment angulaire est sa conservation pour un corps isolé. C'est précisément le cas d'un astre qui s'effondre et devient une étoile à neutrons. Il faut donc s'assurer que le moment angulaire se conserve dans le processus. Or, la masse reste constante et la taille diminue fortement, passant de plusieurs millions à quelques dizaines de kilomètres. Nécessairement, pour compenser, la vitesse de rotation doit être démultipliée. C'est le même principe qui veut qu'une patineuse en train de tourner sur elle-même augmente fortement sa vitesse de rotation lorsqu'elle ramène les bras le long du corps. La petite taille des étoiles à neutrons est donc à l'origine de la vitesse de rotation très élevée, pouvant atteindre des valeurs de plusieurs tours par seconde.

La dimension réduite est également responsable de la présence de champs magnétique et électrique très puissants. En effet, lors de l'effondrement, le flux magnétique de l'étoile, c'est-à-dire le produit de l'intensité du champ par la surface de l'astre, doit se conserver. Par conséquent, puisque la surface de l'étoile diminue, le champ magnétique doit fortement augmenter. Ceci explique que des valeurs fantastiques sont atteintes, de l'ordre de mille milliards de fois l'intensité du champ terrestre. Enfin, l'effet conjugué de la rotation rapide et d'un champ magnétique puissant donne naissance, comme dans une dynamo, à un champ électrique tout aussi intense.

Le rayonnement synchrotron

C'est la combinaison de tous ces facteurs qui donne naissance à un pulsar. Sous l'effet du puissant champ électrique, les électrons proches des pôles magnétiques sont fortement accélérés. Ils se déplacent alors très rapidement le long de lignes spirales qui s'enroulent autour du champ magnétique et émettent un rayonnement synchrotron, un type d'ondes radio bien connu que l'on retrouve dans certains accélérateurs de particules.

Pulsar
Un pulsar : deux faisceaux très étroits d'ondes radio sont émis par les pôles magnétiques de l'étoile à neutrons. Sous l'effet de la rotation de celle-ci, les faisceaux balayent deux minces zones du ciel. Si la Terre se trouve par hasard dans la région balayée, elle reçoit à chaque tour une bouffée d'ondes radio. Crédit : O. Esslinger

Le faisceau du rayonnement synchrotron est très étroit et sa direction se confond avec celle de l'axe des pôles magnétiques. Or, ce dernier n'est pas aligné avec l'axe de rotation, tout comme le pôle nord magnétique terrestre n'est pas identique au pôle nord géographique. Ceci explique que lorsque la planète tourne sur elle-même, le faisceau n'est pas immobile, mais balaye une partie du ciel en forme de cône. Si la Terre se trouve par hasard dans la zone balayée, elle reçoit une très brève impulsion d'ondes radio à chaque fois qu'elle passe dans le faisceau. C'est là l'origine du phénomène pulsar.

L'une des conséquences de la nature du processus est que nous ne pouvons observer qu'une faible partie du nombre total de pulsars. En effet, la direction du faisceau est plus ou moins aléatoire et la Terre a très peu de chances de se trouver dans la zone balayée par un pulsar donné. De plus, les ondes radio sont atténuées et nous ne pouvons observer que les objets les plus proches. Ainsi, pour plusieurs centaines de pulsars observés, il y en a probablement plusieurs centaines de millions dans toute la Galaxie.

Notons encore que même si le rayonnement d'un pulsar est très stable, il varie légèrement au cours du temps. En effet, pour émettre un rayonnement, il faut une source d'énergie. Pour un pulsar, c'est la rotation de l'étoile à neutrons qui sert de source. Mais puisqu'il y a perte d'énergie par rayonnement, nécessairement la vitesse de rotation doit lentement diminuer. C'est bien ce que l'on observe. La vitesse de rotation des pulsars baisse, avec en moyenne une variation relative de l'ordre d'un millionième par an. Dans le cas des pulsars jeunes, comme celui du Crabe, la variation est plus forte, de l'ordre d'un millionième par jour.

De temps en temps, cette lente évolution est perturbée par des changements brusques de la période. Ceux-ci s'interprètent comme le résultat de bouleversements de la structure de l'étoile à neutrons et de réarrangements de ses couches internes. En effet, par conservation du moment angulaire, un léger changement dans la taille ou dans la répartition de la matière doit s'accompagner d'une perturbation de la rotation.



Auteur : Olivier Esslinger

Source : www.astronomes.com/index.html