Jocelyn Bell
Jocelyn Bell au Mullard Radio Astronomy Observatory de l’université de Cambridge en 1968. Crédit : BBC

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, la doctorante Jocelyn Bell et son superviseur 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.

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.

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. Auteur : Olivier Esslinger

Les variations du rayonnement

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.

La vitesse de rotation des pulsars

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

La première conséquence de la petite taille est la formidable vitesse de rotation. Il existe en physique 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. Par exemple, une étoile qui s’effondre doit conserver son moment angulaire dans ce processus.

Or, si la masse reste constante et la taille diminue fortement, passant de plusieurs millions à quelques dizaines de kilomètres, la vitesse de rotation doit être démultipliée pour compenser. 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 vers son 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 centaines de tours par seconde.

La dimension réduite est également responsable de la présence d’un champ magnétique très puissant. 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 soient 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 des pulsars

C’est la combinaison de ces trois 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.

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.

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. Pour plusieurs centaines de pulsars observés, il y en a probablement plusieurs centaines de millions dans toute la Galaxie.

Fermer le menu