Pulsar, source de rayonnement électromagnétique intense

Pulsar, source de rayonnement électromagnétique intense émis dans la gamme des
longueurs d’onde radio et caractérisé par une modulation périodique de l’émission.
L’origine du terme «pulsar» provient de la contraction de deux mots anglo-saxons :
pulsating (pulsante) et star (étoile). Le premier pulsar (PSR 1919+21) a été
découvert par hasard en 1968 par une étudiante britannique Jocelyn Bell-Burnell et
son directeur de thèse Anthony Hewish. Plus de 500 pulsars de notre Galaxie — la
Voie lactée — sont désormais répertoriés. Ils sont principalement répartis dans les
bras spiraux de la Galaxie. L’observation ultérieure de sources de rayonnements
périodiques émis dans les autres domaines de longueur d’onde (rayons gamma,
rayons X, lumière optique) a élargi la définition de pulsar, terme auquel on ajoute, pour
préciser sa nature, le domaine d’émission dans lequel la périodicité a été observée
(pulsar X, pulsar optique, pulsar radio, etc.).
Pulsar, supernova et étoile à neutrons
Selon le modèle théorique en cours à la fin du XXe siècle, le pulsar est une étoile à
neutrons en rotation rapide. Il possède un champ magnétique dipolaire, comparable
en structure à celui de la Terre (valeur du champ géomagnétique inférieure à 1 gauss),
mais ayant une intensité des centaines de millions de fois supérieure (valeur du
champ magnétique d’un pulsar comprise entre 108 et 1013 gauss). Les électrons piégés
et accélérés par ce champ magnétique émettent un intense faisceau conique de
rayonnement radio (rayonnement synchrotron), orienté selon l’axe dipolaire du champ
magnétique. Lorsque l’axe du faisceau est dirigé vers la Terre, l’émission radio reçue
sur Terre est maximale. Cette configuration se retrouve à chaque rotation complète du
pulsar sur lui-même, ce qui produit la modulation observée.
Tout pulsar serait le vestige d’une explosion de supernova relativement récente,
survenant au terme de l’évolution d’une étoile supergéante. Ainsi, la découverte d’un
pulsar radio au centre de la nébuleuse du Crabe confirme l’hypothèse selon laquelle
l’«étoile invitée», observée par les astronomes chinois en 1054 apr. J.-C., était une
supernova. Le pulsar du Crabe est également célèbre pour être le premier pulsar
optique observé.
L’évolution d’une étoile est subordonnée au taux et à la nature des réactions
nucléaires qui s’y produisent. Lorsque les conditions physiques au sein de l’étoile ne
permettent plus d’amorcer de nouvelles réactions nucléaires, l’état d’équilibre
hydrostatique de l’étoile ne peut plus être maintenu. Le cœur de l’étoile s’effondre
alors sur lui-même sous l’effet de son propre poids (effondrement gravitationnel), en
expulsant les couches externes (supernova, ou nébuleuse planétaire). L’effondrement
du cœur s’arrête lorsque celui-ci est suffisamment dense pour contrebalancer les
forces de gravité. Pour des étoiles très massives, cet état est atteint lorsque la matière
s’est organisée en neutrons, d’où l’origine de l’expression «étoile à neutrons».
Les astronomes prédisent l’existence des étoiles à neutrons dès les années trente;
cependant, la faible luminosité optique de ces objets due à leur éloignement ne permet
pas de les découvrir. Puis, les astronomes comprennent que, selon les lois physiques
de conservation, l’effondrement gravitationnel doit aboutir à la formation d’un objet
extrêmement dense (conservation de la masse) et en rotation très rapide
(conservation du moment cinétique) et que cet objet doit nécessairement posséder un
champ magnétique très intense (conservation du flux magnétique). Ils prédisent alors
l’existence du pulsar, une année avant que soit observé pour la première fois un tel
objet.
Un pulsar possède une masse de 1,4 à 3 fois celle du Soleil, comprimée dans une
sphère de 10 à 20 km de rayon.
Rotation des pulsars
La période de rotation des pulsars est comprise entre 4 secondes pour les plus lents,
à quelques millisecondes (pulsars millisecondes) pour les plus rapides. La régularité
des pulsars est remarquable; ils constituent ainsi une des meilleures horloges
naturelles, leur période étant précise à 10-9 près. Cependant, le taux de rotation des
pulsars n’est pas absolument constant. Il décroît lentement avec le temps : l’énergie
rayonnée est, en effet, prélevée sur l’énergie de rotation du pulsar. La diminution
progressive de l’énergie de rotation (le pulsar tourne alors plus lentement) entraîne, à
son tour, une baisse de l’intensité du rayonnement émis. Les astronomes évaluent
l’âge moyen d’un pulsar actif à partir du taux de rotation actuel et de la mesure de la
décélération. Les valeurs obtenues sont comprises entre 1 et 10 millions d’années.
Ces résultats sont en accord avec l’absence, dans la plupart des cas, de nébuleuse à
proximité du pulsar ou de tout autre témoignage de phénomènes explosifs récents;
les pulsars dépourvus de nébuleuse seraient donc les pulsars les plus âgés.
La moitié des pulsars les plus rapides (pulsars millisecondes) sont associés en
système binaire avec une étoile compagnon. Il est possible que le transfert de masse
de l’étoile compagnon au pulsar provoque une accélération de ce dernier qui
connaîtrait alors une seconde jeunesse. Le transfert de masse pourrait se poursuivre
jusqu’à la désintégration complète de l’étoile compagnon, ce qui expliquerait que
l’autre moitié des pulsars millisecondes soient des pulsars isolés.1
1"Pulsar", Encyclopédie Microsoft® Encarta® 99. © 1993-1998 Microsoft
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