Un
pulsar
Envisagée sur le
plan purement théorique dès 1933 par l’Allemand Walter Baade et le Suisse
Fritz Zwicky, l’existence des étoiles à neutrons ne fut réellement
prise au sérieux qu’une trentaine d’années plus tard avec la découverte des
pulsars.
En 1967, les
astrophysiciens anglais Jocelyn Bell et Anthony Hewish étudiaient l’effet du
milieu interplanétaire sur la propagation des ondes radio et découvrirent par
hasard une source, PSR 1919+21, qui émettait des impulsions radio de façon très
régulière. Très rapidement d’autres radioastronomes mirent en évidence
l’existence de très nombreuses sources similaires.
Ces
sources se caractérisaient toutes par des pulsations très rapides, de
période comprise entre quelques millisecondes et quelques secondes, et surtout
une régularité extrême, la période étant stables avec une précision
relative du millième de milliardième.
La nature des
pulsars
Imaginer un corps
ou un phénomène capable de donner lieu à des signaux périodiques avec une telle
rapidité et précision relevait du casse-tête. Après avoir éliminé la
possibilité d’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 marin : les pulsations
s’expliquaient comme le passage périodique du faisceau dans la direction de la
Terre.
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
La rapidité de la
rotation ne pouvait s’accommoder que d’un corps très petit car 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 théorique,
apparurent alors comme les meilleures candidates. Cette idée 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 résidu de supernova et pulsar. De nos jours, l’identité
entre les deux objets ne fait guère de doute, la compréhension des mécanismes d’émission ayant
beaucoup progressé.
Des variations
avec le temps
Notons encore que
même si le rayonnement d’un pulsar est très stable, il varie légèrement au
cours du temps. 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, 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 réajustements de la
structure interne de l’étoile à neutrons. 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.
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