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Etoiles à neutrons
pulsars


Aperçu
Une étoile à neutrons est un corps d'une masse comprise entre 1,44 et 2 à 3 masses solaires dont le diamètre est de l'ordre de dix à vingt kilomètres. Il s'agit donc d'un astre excessivement compact. Dans une telle étoile, constituée, comme son nom le suggère, d'une grande proportion de neutrons plaqués les uns contre les autres. Ainsi la masse volumique moyenne peut-elle atteindre dans une étoile à neutrons quelque chose comme cent millions de tonnes par centimètre cube.
La limite inférieure de 1,44 masses solaires marque la séparation entre les naines blanches et les étoiles à neutrons. La limite supérieure de 2 à 3 masses solaires se traduisant en effet par une densité pour laquelle l'espace s'ouvre en trou noir. [Les naines blanches]
[Les trous noirs]
Pour parvenir √† une telle situation, il a fallu que la gravitation puisse vaincre toutes les autres forces √† l'int√©rieur d'une √©toile. On peut donc s'attendre √† ce qu'une √©toile √† neutrons ne se forme qu'apr√®s l'extinction des r√©actions nucl√©aires dont l'√©nergie contrebalance le poids qu'exerce l'√©toile sur elle-m√™me. Il est par ailleurs n√©cessaire qu'une masse suffisante soit pr√©sente. Aussi le principal m√©canisme de formation des √©toiles √† neutrons est-il l'implosion finale sous son propre poids du coeur d'une √©toile, dont l'enveloppe, de son c√īt√©, explose pour donner lieu √† une supernova. On peut √©galement imaginer, selon un mod√®le propos√© en 1976 notamment par Evry Schatzman, de l'Observatoire de Meudon, que certaines naines blanches accompagn√©es d'une √©toile √† l'enveloppe dilat√©e, puissent capturer chez leur voisine la mati√®re n√©cessaire √† leur implosion. [Les supernovae]
L'effondrement a deux autres conséquences importantes : grande vitesse de rotation et champ magnétique intense.

L'accélération de la rotation s'explique par la conservation du moment angulaire (le produit de la vitesse angulaire par le carré du rayon doit rester constant). Un astre prend de la vitesse en diminuant de diamètre, de la même façon qu'une patineuse, par exemple, lorsqu'elle replie les bras. La période de rotation peut ainsi être comprise entre quelques millisecondes et une poignée de secondes.

L'intensification du champ magnétique provient pour sa part de la conservation du flux magnétique : le produit du champ magnétique par la surface de l'étoile doit rester constant. Si donc la surface diminue, le champ augmentera en proportion. Le champ magnétique d'une étoile à neutrons jeune est ainsi de mille milliards de gauss, contre, disons, 1 gauss pour une étoile ordinaire comme le Soleil, et quelques milliers de gauss pour une étoile magnétique.

[Le Soleil]
[Les ťtoiles variables]
Ce sont ces caractéristiques qui permettent de repérer dans le ciel et d'identifier, une étoile à neutrons sous la forme d'un pulsar, c'est-à-dire d'un astre qui émet de très brefs signaux électromagnétiques, désignés sous le nom de pulses, et espacés par des intervalles excessivement courts. Ces pulses se révèlent de forme et d'intensité variables d'une fois sur l'autre, témoignant statistiquement d'une extraordinaire régularité, posant certains pulsars en redoutables concurrents des précises que nos horloges atomiques...

Un pulsar, contrairement, ici, √† ce que son nom sugg√®re (et qui remonte √† une √©poque o√Ļ la nature de ces objets n'√©tait pas encore comprise), n'est sujet √† aucune pulsation. Le ph√©nom√®ne des pulses s'interpr√®te par l'existence d'un fin pinceau de rayonnement (le plus souvent radio, mais √©galement optique, X, et m√™me dans certains cas gamma), form√© pr√®s de la surface de l'√©toile √† neutrons et balayant l'espace au m√™me rythme que la rotation de l'astre. On a alors affaire √† une sorte de phare tournant √† tr√®s grande vitesse. Chaque fois que son faisceau se trouve dirig√© vers la Terre, un petit √©clair (le pulse) est capt√©.

Les pulsars actuellement répertoriés ont des périodes qui s'étagent entre 1,5 ms (pulsars millisecondes) et 4 s (pulsars ordinaires). Leurs pulses, qui durent entre un dixième et un centième de leur période, traduisent une émission très directive.
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Les magnétars

Un type particulier d'étoiles à neutrons a été découvert en 1979, mais sans que l'en en comprenne tout d'abord la nature. Ces objets (on a découvert trois coup sur coup) se manifestaient par de sursauts gamma (et X), assez comparables à ceux que les astronomes détectaient depuis le début de la décennie.

Des diff√©rences existaient au demeurant. Les bouff√©es de rayonnement correspondaient ainsi √† l'√©mission de photons d'une √©nergie moyenne moindre (gamma mous, et plus fr√©quemment X durs), se situaient dans notre Galaxie o√Ļ on les trouvait associ√©s √† des r√©manents de supernovae, et dans des galaxies proches. Et, surtout, les flashes se r√©p√©taient √©pisodiquement. Parfois, ils ne sont espac√©s que de quelques jours, et d√©gagent des √©nergies correspondant √† celle produite en un an. Certains ont correspondu √† un d√©gagement d'√©nergie comparable √† celui du Soleil pendant mille ans.

Leurs caract√©ristiques ont fait d√©signer ces objets sous le nom de r√©p√©teurs gamma. Mais on a tard√© √† les dissocier des autres sursauteurs gamma. Une hypoth√®se a cependant √©t√© √©mise en 1992 par Robert Duncan et Christopher Thomson sur leur nature, et a √©t√© confirm√©e seulement en 1998 par Chryssa Kouveliotou et ses collaborateurs. Selon ce point de vue, on a affaire √† des √©toiles √† neutrons mais poss√©dant un champ magn√©tique exceptionnellement intense (~1014 gauss). Les sursauts gammas constituent ainsi une mani√®re pour ces astres de se d√©barrasser de leur surplus de champ magn√©tique, √† l'occasion de puissants s√©ismes qui secouent la cro√Ľte solide de ces astres.


Rouages

Des noyaux atomiques géants?

L'effondrement qui conduit à la formation d'une étoile à neutrons, n'est possible que parce que de nombreux protons et électrons qui forment la matière ordinaire ont pu fusionner ont fusionner en neutrons (avec émission de neutrinos). Ces neutrons finissent par opposer une résistance capable de bloquer la contraction quand ils deviennent dégénérés. C'est-à-dire quand leur confinement est tel qu'il leur impose de très grandes vitesses. En effet, selon le principe d'exclusion de Pauli, qui est l'une des bases de la physique quantique, deux particules de matière, telles que les neutrons, ne peuvent se trouver en même temps exactement au même endroit. Si on essaie donc, comme le fait la force de gravitation, de les rapprocher trop, leur seule issue sera de prendre de la vitesse pour s'échapper. L'agitation des neutrons qui s'ensuivra sera alors la responsable d'une pression capable de contrecarrer la gravitation.

On compare parfois une √©toile √† neutrons √† un noyau atomique g√©ant. Elle en poss√®de effectivement la densit√© (puisqu'on est dans une situation o√Ļ les nucl√©ons (neutrons et protons) pratiquement se touchent, comme dans le noyau d'un atome). Mais ici, il convient de souligner que la force qui unit ces particules n'est pas l'interaction forte, comme dans un noyau atomique ordinaire, mais simplement la gravitation.

Figure 1 - L'état dans lequel se trouve la matière dans une étoile à neutrons est largement hypothétique. Le modèle présenté ici ne constitue qu'une possibilité parmi d'autres. Il suppose une écorce solide, de fer ionisé, chauffée à 10 millions de kelvins, enserrant plusieurs régions appauvries en noyaux atomiques et riches en neutrons dégénérés (autrement dit, qui s'évitent) et superfluides (c'est-à-dire à l'état d'un liquide de très faible viscosité). La nature du coeur hyperdense de l'étoile est encore plus spéculative. On pourrait y rencontrer des pions (particules composées de deux quarks liés) ou, même, de quarks.
 

Comment faire un pulsar avec une étoile à neutrons?

S'il s'avère aisé de se représenter un pulsar comme un phare tournant, il est beaucoup plus difficile de comprendre l'origine et le confinement de son émission à l'intérieur d'un étroit faisceau. Une seule quasi-certitude : c'est le puissant champ magnétique dipolaire de l'étoile à neutrons qui engendre le phénomène et impose une direction privilégiée au faisceau.

On sait que des particules charg√©es √©lectriquement (des √©lectrons, par exemple) peuvent √™tre acc√©l√©r√©es dans un champ magn√©tique, et qu'elles √©mettent alors un rayonnement, dit synchrotron. Les propri√©t√©s du rayonnement que l'on capte en provenance des pulsars semble effectivement indiquer que l'on a affaire, au moins en partie, √† une √©mission synchrotron. De plus, la direction qui semble la plus naturelle (mais qui n'est pas la seule envisageable) d√®s que l'on envisage un champ magn√©tique est celle de son axe. Cet axe magn√©tique, pouvant √™tre, comme cela s'observe d'ailleurs dans le cas de notre plan√®te, distinct de l'axe de rotation, il peut parfaitement balayer l'espace de la fa√ßon attendue. Selon un sc√©nario d√©j√† imagin√© en 1968 par Thomas Gold les particules charg√©es √©mettrices seraient des particules s'√©loignant de l'√©toile le long de l'axe magn√©tique. Reste ensuite √† expliquer d'o√Ļ viendraient les particules charg√©es.

En 1975, M. Ruderman et P. Sutherland ont ainsi propos√© un mod√®le plut√īt tarabiscot√©, mais s√©duisant, dans lequel la dynamo constitu√©e par l'√©toile √† neutrons engendre un gigantesque champ √©lectrique (plusieurs milliards de volts) sur une √©paisseur de quelques dizaines de m√®tres au-dessus de la surface de l'√©toile. Dans les r√©gions proches de l'axe magn√©tique - autrement dit, les calottes polaires - les forces √©lectriques se r√©v√®lent alors plus puissantes que la gravitation, et sont donc susceptibles d'arracher massivement des particules charg√©es de la surface de fer de l'astre. Le ph√©nom√®ne touchant bien davantage les √©lectrons que les protons, pr√®s de 2000 fois plus massifs, et donc plus difficiles √† d√©placer. Il s'ensuit que l'√©toile acquiert √† sa surface une charge positive, et qu'elle se retrouve entour√©e un nuage de charges n√©gatives (magn√©tosph√®re). Surface et magn√©tosph√®re se retrouvant s√©par√©es par une r√©gion vide.

Placée dans cette situation notre étoile a plusieurs raisons de rayonner selon une direction proche de l'axe magnétique. Toutes devant sans doute être invoquées à des degrés divers pour rendre compte de la diversité observée des pulsars.

Pour commencer, la discrimination de charges électriques à la hauteur d'une calotte polaire rend ces régions analogues à de gigantesques condensateurs. Et tout comme nos condensateurs, ceux des étoiles à neutrons sont également susceptibles de claquer, c'est-à-dire de retrouver en un violent éclair la neutralité électrique. Résultat, outre les super-étincelles engendrées, un échauffement de la calotte polaire qui désormais brillera intensément.

Par ailleurs, lorsqu'ils sont arrach√©s √† la surface de l'√©toile, les √©lectrons acqui√®rent une vitesse et donc une √©nergie ph√©nom√©nales. Ils vont alors rayonner dans le domaine gamma, des photons susceptibles mat√©rialiser des paires de nouveaux √©lectrons et anti-√©lectrons (positons). Ces nouvelles particules s'annihileront ensuite pour donner une deuxi√®me g√©n√©ration de photons gamma. Et le processus en cascade pourra ainsi recommencer plusieurs fois. Avec pour r√©sultat d'enrichir en √©lectrons et positrons la magn√©tosph√®re, tout en √©mettant d√©j√† de rayonnement de haute √©nergie le long de l'axe magn√©tique, en plus du rayonnement synchrotron engendr√© par les particules. De surcro√ģt, certains √©lectrons de cette magn√©tosph√®re, on l'a dit, sont appel√©s √† "retomber" sur l'√©toile au moment des claquages. Ils abandonnent alors certains positrons, qui acc√©l√©r√©s √† des vitesses proches de celle de la lumi√®re, parviendront √† se sauver et √† interagir avec le milieu environnant. Ceux-l√†, en spiralant lors de leur fuite autour des lignes de champ ouvertes pr√®s de l'axe magn√©tique, ajoutant encore √† l'intensit√© de l'√©mission du rayonnement synchrotron...

ModŤle de pulsar
Figure 2 -Ce sch√©ma r√©sume plusieurs possibilit√©s de m√©canisme d'√©mission pour un pulsar. Tous ne sont pas n√©cessairement √† l'oeuvre dans un m√™me objet. Le rayonnement des calottes polaires (orange) peut provenir de ph√©nom√®nes de claquage, o√Ļ de la chute de particules arrach√©es √† un compagnon (fl√®ches vertes). Les √©missions synchrotron (fl√®ches bleues) sont engendr√©es par des √©lectrons fortement acc√©l√©r√©s et canalis√©s le long des lignes de champ magn√©tique ouvertes (zone jaune).
Les pulsars binaires
Lorsque les étoiles à neutrons ne sont plus isolées dans l'espace comme on l'a supposé jusqu'ici, et qu'elles possèdent un compagnon proche, de nouveaux mécanismes peuvent intervenir.

Dans les couples stellaires, chacune des √©toile √©volue d'autant plus rapidement qu'elle √©tait plus massive au d√©part. Les syst√®mes binaires comportant une √©toile √† neutrons pourraient donc na√ģtre, apr√®s que l'√©toile la plus massive ait explos√© en supernova. Le compagnon attendant encore quelque temps, avant de gonfler en g√©ante rouge. Si, quand cette deuxi√®me √©toile a ainsi dilat√© son enveloppe, cette derni√®re entre sous la coupe gravitationnelle de l'√©toile √† neutrons. Le gaz du compagnon se trouve litt√©ralement aspir√©. Chauff√© √† haute temp√©rature et donc ionis√© (c'est-√†-dire charg√© √©lectriquement), ce gaz sera canalis√© par le champ magn√©tique de l'√©toile √† neutrons et viendra s'abattre √† la surface de celles-ci, justement au niveau des calottes polaires. On se retrouve alors, bien que le m√©canisme soit diff√©rent, dans une situation analogue √† celle qui vient d'√™tre dite d'√©chauffement des p√īles. Le rayonnement qui sera √©mis le sera pr√©f√©rentiellement dans le domaine X et justifie que l'on rende synonymes les appellations de pulsar binaire et de pulsar X.

Il est plus que probable, cependant, que la matière arrachée au compagnon ne tombe pas directement sur l'étoile. On peut en effet s'attendre à ce qu'il transite d'abord par un disque d'accrétion se formant (du fait de la force centrifuge) autour de l'étoile à neutron. Chauffé également à très haute température, notamment au point d'impact du gaz venant de la géante, ce disque rayonnera lui aussi dans le domaine X du spectre. Des instabilités sur ce disque pouvant de plus donner lieu à des sursauts d'éclat erratiques. L'astre est alors appelé un sursauteur X. On n'a plus du tout affaire dans ce cas à un pulsar :


[Les ťtoiles doubles]
[Les gťantes rouges]

Au fil du temps

L'évolution des pulsars

Les pulsars r√©v√®lent l'exceptionnelle r√©gularit√© de la rotation des √©toiles √† neutrons. Celle-ci conna√ģt cependant de petites variations. Certaines ne sont que d'infimes fluctuations qui se d√©veloppent al√©atoirement sur plusieurs ann√©es et que l'on attribue √† des mouvements affectant le superfluide de neutrons. D'autres, appel√©es glitches, se traduisent par de sporadiques et brusques (mais toujours de tr√®s faible amplitude) augmentations de la vitesse de rotation. Elles s'expliqueraient par de ajustement de structure de l'√©toile √† neutron (peut-√™tre √† l'occasion de transitions de phase de son mat√©riau interne), comparables √† nos tremblements de Terre. Ici, cependant les s√©ismes seraient d'une intensit√© gigantesque (correspondant √† quelque chose comme des magnitudes de 25 et plus sur l'√©chelle de Richter...).

Le ralentissement inéluctable
Toujours est-il, qu'apr√®s quelques mois, la vitesse de rotation diminue, et repasse toujours quelques mois apr√®s un glitch par sa valeur ant√©rieure, puis continue, en fait, de diminuer in√©luctablement. C'est ce ralentissement qui, d'une part, permet de donner son √Ęge √† un pulsar. Les vieux pulsars tournent normalement plus lentement que les jeunes... C'est aussi gr√Ęce √† cette diminution de vitesse que les astronomes ont pu comprendre l'importance du champ magn√©tique des √©toiles √† neutrons. C'est en effet le champ magn√©tique de l'astre qui, en tournant, dissipe lentement un part de son √©nergie sous la forme d'un rayonnement √©lectromagn√©tique de tr√®s basse fr√©quence (une oscillation par tour). Une perte qui est donc √† l'origine du ralentissement. 99% de l'√©nergie de rotation pourraient ainsi √™tre emport√©e par ce m√©canisme d'√©mission tr√®s difficile √† d√©celer directement, alors que, dans le m√™me temps, le faisceau optique, X ou gamma du pulsar n'emporterait avec lui que 1% restant de l'√©nergie perdue. Quand, apr√®s une dizaine de millions d'ann√©es, l'effet le ralentissement est tel que l'effet de dynamo est tr√®s att√©nu√©, l'√©toile √† neutrons ne peut plus √©mettre son faisceau directionnel. Le pulsar dispara√ģt.

[Les gťantes rouges]
Un autre mécanisme - totalement différent - de dissipation d'énergie doit encore être évoqué pour les pulsars binaires. Il correspond à un dissipation sous forme d'ondes gravitationnelles. Des entités dont l'existence est prévue par la théorie de la relativité générale (autrement dit la théorie de la gravitation d'Einstein) qui se traduit, cette fois, par un resserrement du rayon de l'orbite du couple. Cette variation induit un changement de période de révolution. Mesuré pour la première fois sur le pulsar binaire PSR 1913+16 (Aigle), ce phénomène a pu être interprété par J. Taylor et R. Hulse (auxquels cela vaudra un prix Nobel!).
[La gravitation]
Une autre cons√©quence pour le couple d'√©toiles est que lorsque les pulsars binaires ont (apr√®s tr√®s longtemps) perdu d'√©nergie par ce m√©canisme, ils doivent finir par se rencontrer et entrer en collision. Cette possibilit√© a √©t√© √©voqu√©e pour expliquer l'origine des sursauts gamma, mais elle int√©resse en premier lieu  les grands programmes actuels de d√©tection d'ondes gravitationnelles (Virgo, Ligo). Surtout, depuis la d√©couverte en 2003, √† l'aide du radiot√©lescope de Parkes, d'un pulsar binaire, appel√© PSR J0737-3039, qui a conduit √† r√©viser √† la hausse la fr√©quence estim√©e des fusions de couples d'√©toiles √† neutrons. Il se pourrait estime-t-on  d√©sormais, qu'un tel √©v√©nement se produise une ou deux fois par an dans notre Galaxie, soit dix fois plus souvent que ce que l'on pensait auparavant. 

(Une premi√®re d√©tection d'ondes gravitationnelles par les √©quipes de l''interf√©rom√®tre Ligo a eu lieu le 14 septembre 2015,  et a √©t√© annonc√©e en f√©vrier 2016. L'√©mission de ces ondes a √©t√© interpr√©t√©e comme le r√©sultat de la fusion de deux trous noirs d'une trentaine de masses solaires chacun √† une distance de 1,3 milliard d'ann√©es-lumi√®re. On peut d√©sormais penser qu'une fusion cette fois d'√©toiles √† neutrons pourra √™tre d√©tect√©e √† l'avenir).


 
 
 
 
 

 

La seconde vie des pulsars millisecondes

Le premier pulsar d'une p√©riode de l'ordre de la milliseconde a √©t√© d√©couvert en 1982. Plusieurs dizaines sont connus aujourd'hui. Ces astres rev√™tent des caract√©ristiques apparemment contradictoires avec ce qui vient d'√™tre dit sur l'√©volution des pulsars. En effet, grande vitesse de rotation est, pour les pulsars ordinaires, synonyme de jeunesse. Or, lorsque l'on mesure le ralentissement des pulsars millisecondes, il appara√ģt tr√®s faible. Ce qui signifie qu'ils sont le si√®ge d'un champ magn√©tique att√©nu√© (~10 000 teslas). Une caract√©ristique que l'on attend seulement des pulsars √Ęg√©s de plusieurs milliards d'ann√©es.

Pour rendre compte de cette situation, les astronomes peu disposés à renoncer leurs acquits théoriques, ont imaginé que les pulsars millisecondes sont effectivement de très vieux pulsars, mais qu'ils ont été rendus à leur prime jeunesse par un apport d'énergie extérieure qui leur a permis de réaccélerer. C'est la théorie du recyclage.

La plupart des pulsars rapides connus appartiennent √† des syst√®mes binaires serr√©s. On peut en invoquant le r√īle de l'accr√©tion de mati√®re en provenance du compagnon comprendre que celle-ci apporte en m√™me temps de l'√©nergie (en parall√®le avec du moment cin√©tique de rotation) susceptible d'acc√©l√©rer l'√©toile √† neutrons. Le ph√©nom√®ne de dynamo reprend alors de la vigueur et l'√©toile √† neutrons est de nouveau en mesure de produire ses faisceaux radio qui la rendent d√©tectable sous forme de pulsar.

Un probl√®me surgit si l'on pense que l'explosion de la supernova a bris√© le couple. On ne devrait pas avoir d'√©toile √† neutrons associ√©e √† une √©toile plus jeune. Deux solutions. L'une est qu'il n'y a pas eu d'explosion. L'√©toile √† neutron se serait plut√īt form√©e par l'implosion d'une naine blanche. L'autre consiste √† dire que l'√©toile √† neutrons s'est mise en m√©nage avec une autre √©toile apr√®s la supernova. Un tel ph√©nom√®ne est improbable pour la plupart des √©toiles du disque galactique. Les distances √©tant tr√®s grandes. Mais il devient possible dans les amas globulaires o√Ļ les √©toiles sont entass√©es dans un volume restreint. Il se trouve que les deux tiers des pulsars millisecondes connus se nichent bien dans les amas globulaires (certains d'entre eux, comme 47 Tucanae (Toucan) sont de v√©ritables p√©pini√®res de pulsars millisecondes). Cette hypoth√®se semble tenir la route, au moins pour ceux-l√†... [Les amas globulaires]
Reste la situation des pulsars rapides isol√©s. On invoque encore ici le r√īle d'une √©toile acc√©l√©ratrice. Mais il faut de surcro√ģt trouver le moyen de la faire dispara√ģtre apr√®s qu'elle ait accompli son oeuvre. Une explication pourrait √™tre que l'intense rayonnement de l'√©toile √† neutrons finisse par souffler compl√®tement l'enveloppe de sa compagne. Celle-ci pourrait ainsi s'√©vaporer en quelques millions d'ann√©es et laisser un pulsar solitaire, mais en pleine forme.

Existe-t-il des étoiles étranges?

L'id√©e d'une mati√®re compos√©e principalement de quarks s (aussi appel√©s quarks √©tranges...) remonte √† 1977, quand Robert Jaffe, du MIT, montre que des particules contenant plus de 3 quarks pourraient √™tre stables. En 1984, Edward Witten, de Princeton, a m√™me sugg√©r√© que la mati√®re sombre qui rassemble l'essentiel de la masse de l'univers, pourrait √™tre constitu√©e de "poussi√®res" ou de "gravillons" ultra lourds et pratiquement ind√©tectables, faits de telles particules. Si un cet √©tat de la mati√®re effectivement, il est possible qu'on le rencontre d√©j√† dans les r√©gions les plus profondes de certaines √©toiles √† neutrons, l√† o√Ļ la temp√©rature pourrait d√©passer les 1011 K. Mais dans une √©toile √† quarks ou √©toile √©trange, c'est pratiquement tout l'astre qui serait ainsi constitu√©. Sa densit√© atteindrait un milliard de tonnes par centim√®tre cube. Un tel objet reproduirait alors en son sein les conditions r√©gnant dans l'univers quelques fractions de seconde apr√®s le big bang.
Selon une étude publiée début 1998 par Vladimir Usov, de l'Institut Weizmann, à Rehovot, trois critères permettraient de distinguer un tel astre d'une étoile à neutrons. Ils correspondent à une exacerbation de phénomènes décrits dans le modèle de Ruderman et Sutherland :
  • Rayonnement X - L'√©nergie d'une √©toile √©trange doit √™tre, dans le domaine X, dix √† cent fois plus importante que celle √©mise typiquement par une √©toile √† neutrons.

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  • Pulses ultra-courts - Lesdits rayonnements X sont √©mis par bouff√©es d'une dur√©e de l'ordre d'une milliseconde.

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  • Antimati√®re - Une √©toile √©trange, contient aussi une petite portion d'√©lectrons qu'elle √©jecte avec force. Cela cr√©e un champ √©lectrique intense autour de l'√©toile, et qui est √† l'origine de cr√©ations de paires √©lectrons-positrons  (Les particules √©l√©mentaires). Ceux-ci s'annihilant aussit√īt, √©mettent un rayonnement gamma de fr√©quence bien d√©termin√©e.
A l'heure actuelle, un seul candidat semble répondre à ces trois critères : il s'agit d'une source de rayonnement située à 300 années-lumière du centre galactique (Sagittaire), étiquetée 1E1740.7-2942, et connue aussi sous le nom de Grand annihilateur. Mais cet objet, dont on fait parfois une étoile à neutrons, pourrait tout aussi bien être un trou noir...

La chasse aux pulsars


Collection
Il pourrait exister plusieurs millions d'√©toiles √† neutrons dans notre Galaxie. Du fait de leur petite taille, et malgr√© leur temp√©rature √©lev√©e, elles sont en principe tr√®s peu lumineuses et donc difficiles √† rep√©rer. A ce jour, une poign√©e seulement ont √©t√© identifi√©es directement, gr√Ęce √† leur √©mission X et, dans un seul cas, dans le visible, gr√Ęce au t√©lescope spatial Hubble, en 1997, dans la Couronne Australe. [La Voie lactťe]
En général, les étoiles à neutrons sont repérées soit parce qu'elles appartiennent à un système binaire, et du fait, dans ce cas, de leurs interactions avec leur compagnon (on aura alors probablement affaire à des sursauts X), soit parce qu'elles se manifestent sous forme de pulsars. Certaines étoiles à neutrons qui se sont d'abord signalées comme pulsars radio sont relativement faciles à observer ensuite dans le visible, comme celle, par exemple, qui est au coeur de la nébuleuse du Crabe (Taureau), et qui émet au total une énergie vingt mille fois plus grande que celle du Soleil. D'autres, en revanche, ont tarabusté les astronomes pendant de nombreuses années avant que l'on découvre la contrepartie optique du pulsar. C'est en particulier le cas de la déroutante Geminga (Gémeaux).

Les premiers pulsars ont √©t√© d√©couverts en 1967. Aujourd'hui, un petit millier de ces objets sont d√©nombr√©s dans la Voie Lact√©e. Ceux que l'on rencontre tr√®s pr√®s du plan galactique sont isol√©s et vieux de dix millions d'ann√©es. Les pulsars binaires, se r√©v√®lent en g√©n√©ral plus anciens et sont beaucoup plus dispers√©s de part et d'autre du disque galactique. Ajoutons, que depuis 1993, on conna√ģt aussi de pulsars dans le Grand Nuage de Magellan (Dorade).

Le tableau ci-dessous propose un choix parmi les pulsars les mieux étudiés :

Type √Čtiquette Constel. P√©riode (ms) Remarques
Pulsars ordinaires PSR 1919+21 Petit Renard 1334 Premier pulsar découvert en 1967, par Jocelyn Bell.
PSR 0531+21 Taureau 33 Pulsar du Crabe (source X Tau X-1, radiosource Taurus A).
PSR 0833-45 Voiles 90 Pulsar de Vela, Radiosource et source X Vela X. √āge : environ 12 000 ans
1E0630+178 G√©meaux 237 Geminga - D√©couverte en 1972, cette source gamma est le pulsar le plus proche de nous. √āge environ 350 000 ans.
PSR 1845-19 Sagittaire 4308 -
Pulsars binaires V 779 Cen Centaure 4840 Source X Centaurus X-3. Ce pulsar appartient à un système binaire à éclipses (période : 2,087 jours - l'objet s'éteint pendant 12 heures). 10 000 fois plus lumineux que le Soleil.
HZ Her Hercule 1240 Source X Hercule X-1- pulsar binaire à éclipses, occultations de 6 h tous les 1,7 jours.
PSR 1913+16 Aigle 59 pulsar binaire 
(r√©volution orbitale en 7 h 45 mn). L'effet relativiste fait avancer le p√©riastre de 4,22¬į par ans (contre seulement 43" par si√®cle pour Mercure).
PSR 1534+12 Serpent nc Autre pulsar binaire mettent en évidence l'existence d'ondes gravitationnelles.
Pulsars millisecondes PSR 1937+21 Petit Renard 1,557 Pulsar rapide (640 rotations par seconde)
PSR 1953+29 Cygne nc Appartient à un système binaire
PSR 1821-24 Sagittaire 3,05 Appartient à l'amas globulaire M28
PSR 1957+20 Flèche 1,6 Pulsar binaire : période de révolution orbitale de 9,17 heures, présentant des éclipses de 45 mn. l'occultation proviendrait non du compagnon mais d'un nuage de gaz ionisé entourant celui-ci et soufflé par le rayonnement de l'étoile à neutrons.
PSR 1257+12 Vierge 1,7 Pulsar rapide : peut-être deux (ou trois?) planètes de masse équivalente à celles de la Terre - périodes 67 et 98 jours.
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¬© Serge Jodra, 2004. - Reproduction interdite.