PULSARS

Le premier pulsar fut découvert par hasard, en 1967, par les astronomes britanniques Anthony Hewish et Jocelyn Bell, qui étudiaient la scintillation de sources célestes radio provoquée par la turbulence du gaz ionisé interplanétaire. Toutes les sources radio de leur programme d'observation montraient des fluctuations d'intensité aléatoires causées par ce phénomène, sauf l'une d'entre elles, dont les variations étaient parfaitement régulières et dont la nature devait par conséquent être tout autre. Cet objet demeura un temps énigmatique, puis les astrophysiciens convinrent qu'il s'agissait d'une étoile à neutrons en rotation rapide, qu'ils qualifièrent de pulsar. Au milieu des années 1990, plus de 600 pulsars radio avaient été découverts dans notre Galaxie. Pour la plupart, ces objets sont isolés, jeunes (moins de 10 millions d'années) et confinés dans le plan de la Galaxie, mais une proportion remarquable est constituée au contraire de pulsars binaires, anciens (plus d'un milliard d'années) et distribués uniformément sur tout le ciel. Un pulsar binaire est formé d'un pulsar et d'un compagnon en orbite l'un autour de l'autre. Les pulsars naissent d'étoiles massives situées dans le plan de la Galaxie, et les plus anciens seulement ont eu le temps de le quitter, comme l'atteste cette distribution sur le ciel.

Étoile à neutrons et émission radio des pulsars

Une étoile à neutrons, ou pulsar, a environ la masse du Soleil mais est confinée à l'intérieur d'une sphère de 10 kilomètres de rayon seulement, 70 000 fois plus petit que le rayon du Soleil, conduisant à un objet extraordinairement dense : la masse volumique au cœur d'une étoile à neutrons dépasse 100 millions de tonnes par centimètre cube (10¹⁴ g . cm^–3) et le champ gravitationnel qui règne à l'intérieur est si intense que les électrons, protons et neutrons des atomes ordinaires sont comprimés en un superfluide de neutrons. Dans un tel état de la matière, la force qui domine à l'échelle infime des distances atomiques n'est plus la force nucléaire mais la force gravitationnelle.

Une étoile à neutrons, et donc un pulsar, se forme lors d'une supernova, phase finale spectaculaire de la vie d'une étoile dont la masse initiale est au moins 8 fois celle du Soleil. Quand le combustible nucléaire d'une étoile aussi massive est épuisé, la pression de radiation de son cœur chaud ne peut plus équilibrer la pression gravitationnelle. Il s'ensuit un effondrement brutal du cœur produisant une étoile à neutrons d'une masse solaire environ et une violente explosion éjectant l'enveloppe restante de l'étoile. L'expansion de cette enveloppe forme une nébuleuse à la structure filamentaire spectaculaire, comme la nébuleuse du Crabe. Lors de cet événement, la conservation de l'énergie cinétique de rotation et de l'énergie magnétique de l'objet initial conduit à une étoile à neutrons en rotation très rapide avec un champ magnétique très intense en forme de dipôle dont l'axe Nord-Sud n'est pas nécessairement aligné avec l'axe de rotation. On a mesuré les vitesses de rotation des 600 pulsars connus au milieu des années 1990 : ils font un tour sur eux-mêmes en une durée comprise entre 0,001 5 et 4 secondes ; autrement dit, ils tournent entre 640 tours par seconde et un quart de tour par seconde, du plus rapide au plus lent. L'intensité du champ magnétique est de l'ordre d'un milliard de teslas pour les pulsars jeunes et de dix mille teslas pour les pulsars anciens. Ces champs sont énormes en comparaison du champ terrestre de 0,000 05 tesla. Électriquement, un pulsar est assimilable à une dynamo engendrée par la rotation du champ magnétique dipolaire produisant des champs électriques supérieurs à mille milliard de volts qui arrachent des particules chargées aux calottes polaires de l'étoile à neutrons. Ces[...]