Compte rendu - Lpc2E

Compte rendu
LOC :
Silvano Bonazzola
Ismaël Cognard
Jean-Michel Martin
Gilles Theureau
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Les motivations
Le but de cet atelier est de regrouper la communauté scientifique française intéressée par l'étude des
pulsars, en particulier par les données de chronométrie radio et la production d'éphémérides.
L'équipe pulsar du radiotélescope de Nançay a été à l'initiative de cette réunion pour un ensemble de
raisons que l'on peut regrouper en trois thèmes:
1) Une nouvelle intrumentation performante et de nombreuses données:
- Le radiotélescope de Nançay a été rénové relativement récemment en se dotant d'un nouveau
récepteur (FORT, première lumière début 2000) offrant un gain en sensibilité de l'ordre de 2-2.5
et une meilleure couverture de la bande 1.1-3.5 Ghz.
- Le nouveau backend pulsar BON est opérationnel depuis octobre 2004 et la première année de
fonctionnement a montré que ce nouveau dédisperseur cohérent rivalise en qualité avec les
meilleurs instruments actuels, tels les systèmes installés à ARECIBO ou GreenBank
- Le programme de chronométrie des pulsars à Nançay est très bien soutenu depuis de
nombreuses années par le Comité des Programmes de l'instrument, avec un volant d'environ
1000 heures sur le ciel par semestre
2) L'équipe pulsar “Nançay” est petite et a besoin d'input de l'extérieur
- Un seul chercheur, Ismaël Cognard (CR) jusqu'à présent, rejoint depuis peu par G.Theureau
(AA), tous deux basés à Orléans (LPCE-CNRS). On notera cependant que l'équipe est fortement
soutenue par la direction du LPCE puisqu'un poste de Professeur d'Université est proposé au
concours cette année à l'Université d'Orléans (profil: Observation et modélisation des milieux
astrophysiques : applications aux objets compacts. Détails sur le site de l'Atelier)
- Beaucoup de données sont produites, concernant de nombreux domaines d'application. L'équipe
locale n'a pas toute l'expertise pour le choix des sources ni pour l'analyse des données dans tous
les contextes concernés.
3) La mutation de la station de Nançay
- pour préparer l'arrivée de SKA en 2015..2020, la Station de radioastronomie de Nançay a du
changer de structure et passer d'une organisation par instrument à une organisation de type projet
visant à mettre en valeur les différents poles de compétences présents sur le site. La Station s'est
engagée dans la “SKA Design Study” en prenant la responsabilité de l'interface du
démonstrateur du futur instrument (pour le concept européen) et en accueillant sur son site 25%
de la surface collectrice de ce démonstrateur (EMBRACE). La prochaine génération d'intrument
n'arrivant au mieux que dans une dizaine d'années avec les premiers pathfinders, il est nécessaire
d'organiser l'intérim avec les instruments actuels, la classe des radiotélescope de 100m, dont le
NRT (~94m) fait partie aux cotés d'ARECIBO (~200m), du GBT (~100m), d'Effelsberg
(~100m), de Jodrell (~76m) et de Parkes (~64m).
- Dans ce contexte, les tutelles ne nous proposent pas un message très clair : d'un coté, il est
question d'une perte de statut d'instrument national à l'horizon 2008 et on voit les crédits de
maintenance diminuer, et de l'autre, on exhorte la communauté scientifique à continuer de
produire de la science de haute qualité avec l'instrument et à réfléchir à la définition d'un nombre
restreint de programmes scientifiques clés, soutenus par des consortia forts pour les dix années à
venir... Il est donc très important de montrer qu'il y a effectivement une vaste communauté
française intéressée par les données du NRT, et en particulier par les données de chronométrie
des pulsars qui sont un des points forts de l'instrument.
L'atelier
L'atelier des 16 et 17 janvier 2006 a donc regroupé plus de 40 chercheurs venant de domaines
différents, aussi variés que les théories de la Gravitation, la physiques des hautes énergies, l'étude
des objets compacts, l'étude de la Galaxie ou la définition de systèmes de références spatiotemporels. Cette grande affluence et l'enthousiasme rencontrés sont la démontration de l'existence
d'une vaste communauté “pulsar” et d'un profond intéret pour cette thématique. Cela témoigne aussi
du besoin d'une structure de rencontre pour ces différentes communautés.
Lors de ces journées, une large place a été laissée aux discussions, et le débat s'est organisé de
manière à produire des résultats concrets en termes de synergies et de développements scientifiques.
Ces discussions ont permis:
1) d'étudier les intersections et complémentarité des différents catalogues de pulsars en fonction des
thématiques de recherches.
2) d'évaluer les stratégies observationnelles à développer en termes de suivi radio des sources
associées en particulier aux programmes de surveys à hautes énergies:
- XMM, INTEGRAL et HESS (en opération)
- GLAST (opérationel en 2007), HESS2 (opérationel fin 2008)
- Simbol-X (projet en phase A)
3) de proposer des programmes tests et des campagnes d'observation à court terme (les prochains
semestres) au radiotélescope de Nançay, d'identifier les sous-groupes de personnes impliqués et
s'engageant à rédiger les demandes de temps de télescope associées
4) d'établir la nécessité de programmes de suivi radio à long terme (10 ans), en particulier dans le
cadre des prospectives de GLAST, de VIRGO, de la construction de systèmes de références ou
des programmes de détection des ondes gravitationelles d'origine cosmologique
Le besoin d'une structure
L'ensemble des participants a éprouvé le besoin de se doter, si ce n'est d'une structure, au moins
d'une dynamique à long terme via la création d'une liste de diffusion ([email protected],
modérateurs: I.Cognard, G.Theureau). Un site web, où l'on trouvera en particulier les actes et/ou les
comptes rendus des rencontres, sera également maintenu à l'adresse suivante : http://lpce.cnrsorleans.fr/~pulsar
Il a été décidé en outre d'organiser une réunion sur deux jours chaque année, selon la formule suivie
lors de cette première rencontre, en faisant appel, au moins dans un premier temps, à une aide
financière des divers Programmes Nationaux et Groupements de Recherche concernés par cette
thématique: PCHE, GREX, AGRET, PNPS, PNC ? L'ensemble de la communauté est amenée à
interagir à moyen et court terme via les demandes de temps au radiotélescope de Nançay.
Le besoin en programmes d'observations radios à Nançay :
giant pulses
C.Gouiffes, A.Golden
run étalonnage INTEGRAL en mars et octobre,
propice pour recherche simultanée de giant pulses à Nançay
stratégie:
1 heure * 2 jours consécutifs
demande de TOO pour avril, test en Mars sur temps directeur ou pulsars
pulsars jeunes, éventuellement “à glitchs” (VIRGO, INTEGRAL, GLAST)
détection d'ondes gravitationnelles produite par les mouvements de croûte des étoiles
à neutrons.
T.Regimbau
- besoin des observations radios pour déterminer l’instant d’émission (en coïncidence avec les
glitches) et confirmer une éventuelle détection. Une liste de 10-15 pulsars à suivre
régulièrement.
émetteurs de rayonnement à haute énergie
GLAST
D.Smith, I.Grenier, D.Dumora
besoin pour septembre 2007 d'éphémérides du Crabe pour les calibrations de GLAST
une première liste de candidats établie courant mars 2006 servira à la rédaction d'un
proposal important dès le second semestre 2006
30 à 40 pulsars à suivre en routine en 2008
suivi des sources GLAST sur toute la période d'opération (entre 5 et 10 ans à partir de
2008)
la physique des micro-glitchs
S.Bonazzola et al
typiquement des millisecondes “sales”, donc peut nécessiter un suivi indépendant car pas inclus
dans les catalogues classiques de millisecondes ultra-stables (prototype : PSR1821-24).
pulsars binaires : tests des théories de la Gravitation, sources gamma
plutôt un problème de survey : trouver des binaires assymétriques (PSR+WD, PSR+BH) à forte
excentricité.
XMM (follow-up 2 pulsars ...)
N.Webb
Suivi en radio de deux pulsars (PSR1909-3744 et PSR1911-1114) observés en X fin 2006 -- début
2007 (70 ks (~ 10 jours) à chaque observation). Besoin d'éphémérides précises au moment de
l'observation.
Simbol-X
P.Laurent, C.Gouiffes
Lancement en 2013, actuellement en phase A.
Nécessité d'un appui scientifique pour une résolution temporelle de l'ordre de 50 microsecondes
(document à produire pour la fin de l'année).
Follow-up HESS/HESS2
Y.Gallant
Recherche d'émission pulsée sur des candidats HESS.
six pulsars jeunes observables à Nançay, besoin de chronométrie sur toute la période
d'observation. Demande de temps NRT pour 2006b.
Recherche de nouveaux pulsars
une dizaine d'objets, probablement faibles (0.05 mJy ?) au vu des quatre déjà trouvés à
Parkes. Faisables à Nançay ? Essai avec instrumentation Davoust sur un des pulsars
connus.
Pulsars millisecondes dans les amas globulaires :
mesures de mouvements propres via le timing et potentiel Galactique
J.Colin, B.Dauphole, I.Cognard, G.Theureau...
19 amas globulaires contenant des pulsars sont visibles depuis Nançay, chronométrie simultanée des
différents targets. Le programme est en cours depuis janvier 2006 et nécessitera de l'ordre de 500
heures par an pendant 5 ans.
Un réseau de pulsars millisecondes “très propres”
Catalogue de ~15 objets ultra-stables est déjà observé régulièrement comme programme séculaire
du NRT.
détection d'ondes gravitationnelles d'origine cosmologique
I.Cognard, R.Hellings, G.Theureau
détection d'un fond d'ondes gravitationnelles stochastique d'origine astrophysique
(+ coincidence avec VIRGO et LISA)
T.Regimbau
un catalogue astrométrique de pulsars ( + test du potentiel Galactique ?)
O-C éphémérides
différentiel quasars/pulsars
J.Souchay, A.M.Gonthier, B.Coll
étalons de temps
G.Petit
Recherche d'exoplanètes
Pas de programme d'observation dédié. Analyse des TOAs qui existent.
L.Nottale
? ? Lundi 16 janvier
'
2'
Session Nançay
Introduction
-- G.Theureau
le radiotélescope décimétrique de Nançay et la prospective scientifique
-- Jean-Michel Martin
Les observations et la chronométrie des pulsars au NRT
-- I.Cognard
ALFA + EMBRACE
-- S.Torchinsky
Discussion
2'
F'
Session Théories de la Gravitation
Pulsars et ondes gravitationnelles, revue internationale
-- R.Hellings
Théories de la Gravitation
-- G.Esposito-Farese
Coalescence d'objets compacts
-- L.Blanchet
VIRGO
-- T.Regimbau
Discussion
Session Hautes Energies et Objets Compacts
Revue HESS
-- H.Sol
Nébuleuses de pulsars (revue theorique)
-- Y.Gallant
Polarisation de l'émission haute energie
-- J.Pétri
Discussion
'2'
$'$'
Session Hautes Energies et Objets Compacts
INTEGRAL
-- C.Gouiffes
Simultaneous g-ray/radio observations of giant radio pulses from the Crab Pulsar
-- A.Golden
Simbol-X : Un telescope spatial dans la gamme1-100 keV
-- P.Laurent
Observations de trois pulsars millisecondes avec XMM-Newton
-- N.Webb
GLAST -- D.Smith
Discussion
Mardi 17 janvier
Session Astrométrie et Syst. de Référence 9h30-11h20
Revue Pulsars et Systèmes de Référence
-- M.Feissel-Vernier
Raccordement des Systèmes de Références
-- J.Souchay
Un système de positionnement pour le Système Solaire basé sur les signaux de quatre pulsars ms
-- Bartolomé Coll
Echelles de temps -- G.Petit
Discussion
H'
$' Session Cinématique
Recherche de pulsars
-- E.Davoust
Structure du système planétaire autour de PSR1257+12
-- L.Nottale
Mouvements propres et orbites d'amas globulaires
-- J.Colin & B.Dauphole
Discussion
Discussion & perspectives
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Session Nançay
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Le NRT est un instrument méridien qui couvre la bande 1.1-3.5 Ghz. Son récepteur focal,
l'électronique et l'informatique d'acquisition et de contrôle-commande ont été complètement refaits
en 2000, dans le cadre du projet F.O.R.T. (Foyer Optimisé pour le RadioTélescope), financé par la
Région Centre (7 MF), l’INSU (4 MF) et l’Observatoire de Paris (3MF).
Suite aux conclusions du colloque de prospective de La Colle-sur-Loup, et de la revue de la
station de radioastronomie de novembre 2004, une prospective scientifique et technique pour
l'exploitation du NRT au delà de 2008 a été mise en place. Le CS de l'Observatoire de Paris a
demandé qu'un livre blanc soit rédigé, dégageant les programmes scientifiques clés des années à
venir, et présentant de nouveaux modes d'exploitation de l'instrument ; suivant les
recommandations de la direction de l'INSU et de la CSA, nous développons maintenant (1er
semestre 2006), une réflexion sur l'instrumentation et les programmes scientifiques du NRT, en
concertation avec les programme nationaux.
Le Radiotélescope Décimétrique de Nançay (NRT), 4ème antenne unique de par sa taille
dans le monde, est ouvert aux utilisateurs depuis le 1er janvier 2001. Le nombre d’utilisateurs,
français et étrangers, et les très nombreuses observations ont confirmé le succès de la rénovation
effectuée (140 utilisateurs entre 2001 et 2004, avec 50% de PI étrangers). Parmis les instrument de
la classe des 100m, le NRT, de par sa bande limitée (1.1 – 3.5 GHz), est plus facilement accessible
pour les demandes importantes. Couvrant 83% de la sphère céleste, jusqu'à la déclinaison -39°, avec
une ouverture de 200m x 35m, le récepteur focal peut suivre une source pendant 1h (sur l'équateur),
et utilise deux cornets optimisés sur les bandes 1.05-1.8 GHz et 1.8-3.5 GHz ; à 1.4 GHz le
rendement est d'environ 1.6 K/Jy et Tsys = 35 K. Deux analyseurs spectraux permettent maintenant
l'observation dans certaines bandes parasitées (au prix de la perte d'une partie des données), et
couvrent chacun jusqu'à 8 bandes de 14 et 50 MHz respectivement. Un dédisperseur cohérent,
utilisant une bande allant jusqu'à 128 MHz a été mis en service en septembre 2004.
Depuis la mise en service du NRT modernisé, les résultats marquants de l'instruments concernent :
la mise en évidence de l'effet du chute avant et arrière des galaxies vers les grandes structures
la découverte du premier nano-glitch dans un pulsar recyclé
la détection, pour la première fois, de vents HI dans les enveloppes d'étoiles évoluées
la première mesure avec le NRT des 4 paramètres de Stokes dans une nébuleuse proto-planétaire
l'observation de 26 comètes (depuis juillet 2000), dont 8 avec les satellites ODIN ou SWAS
la validation des nouveaux « backends » - dédisperseur BON, système de blanking de signaux
radars sur l'autocorrélateur, et spectromètre numérique avec algorithmes d'élimination
d'interférences et la participation à l'effort « Observatoire Virtuel » français.
Bénéficiant de l'effort de 5 chercheurs instrumentalistes, 12 ingénieurs (pour 4.55 ETP, dont
3.70 ETP de personnels de Nançay et 0.85 du GEPI), 11 techniciens (pour 7.1 ETP, incluant les 5
ETP d'opérateurs), l'instrument fonctionne en continu (8000h/an).
Session Nançay
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5*43 50 *3 Le grand radiotélescope de Nançay est impliqué depuis 1988 dans la mesure de grande
précision des temps d'arrivée des pulsars millisecondes. Deux résultats remarquables ont été
obtenus: la première détection d'une structure ionisé du milieu interstellaire par le retard et la baisse
de flux induits (Cognard et al, 1993, Nature 366, 320) ainsi que la première détection d'un glitch sur
un pulsar recyclé (Cognard & Backer, 2004, ApJ 612, L125). Depuis les débuts, l'instrumentation
complexe nécessaire aux observations s'est sans cesse améliorée et nous disposons maintenant d'une
instrumentation capable d'effectuer une dédispersion parfaite (cohérente, sur la forme d'onde) sur
128MHz de bande passante (64MHz à ce jour). Ceci ouvre des perspectives considérables pour les
études qui peuvent être menées avec le radiotélescope de Nançay.
Pour appréhender les possibilités de l'instrumentation, on pourrait retenir que la datation des
impulsions du pulsar emblématique PSR B1937+21 est précise à mieux que 200ns en seulement 30s
d'intégration (sur 64MHz), et que les pulsars doubles relativistes les plus intéressants actuellement
(0737-3039A découvert à Parkes en avril 2003 et 1906+07 découvert il y a quelques mois en juin
2005 à Arecibo/ALFA, astro-ph/0511523) sont observés très régulièrement.
Le Comité des Programmes du radiotélescope de Nançay soutient ce programme
d'observation à un niveau substantiel d'environ 1000h par semestre (soit 25% du temps total).
Depuis maintenant un an que l'instrumentation fonctionne en routine, près de 3500 observations ont
été faites sur plus près de 70 pulsars (voir la base de données PULSAR à Nançay : http://klun.obsnancay.fr/). De part son aspect méridien, le radiotélescope est limité à une heure de suivi par objet
par 24h. Ceci pourrait être une contrainte pour observer les pulsars les plus faibles. Pour évaluer les
possibilités de l'instrumentation sur ces pulsars, le pulsar PSR J1751-2857 crédité d'un flux
catalogue de 0.060(20) mJy à 1400MHz a été observé et est convenablement détecté plusieurs fois
avec un rapport S/B d'environ 15 pour une demi-heure d'observation.
Ceci est tout à fait encourageant, toutefois, plus de 1500 pulsars sont connus à ce jour, il est
difficile de faire un choix car ils ont, souvent, chacun des raisons différentes pour être observé. Une
prospective devrait être menée rapidement afin de déterminer les classes de pulsars les plus à même
d'intéresser les diverses communautés attachées de près ou de loin à l'étude des pulsars. Des
programmes spécifiques de demande de temps d'observations pourront alors être soumis au Comité
des Programmes du radiotélescope de Nançay afin de mener à bien les études proposées.
Session Nançay
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* 3, @($# % Le récepteur ALFA est un système de sept pixels dans le champ focal du grand radio
télescope de 305m à Arecibo. ALFA, Arecibo L-band Feed Array, est un réseau de sept cornets
munis chacun de deux amplificateurs à bas bruit, pour faire deux polarisations linéaires pour chaque
pixel. La bande-passante est 300~MHz de large, centrée sur la raie de HI à 1420~MHz. Le concept
est basé sur le système similaire de 13 pixels installé sur le
télescope Parkes en Australie, et c'est la même équipe d'ingénieurs qui s'est occupée du
récepteur ALFA.
ALFA fut installé à Arecibo le 21 avril 2004, et, après unecourte période de caractérisation,
les observations scientifiques ont commencé le 1er août 2004 avec le début de la grande étude des
pulsars. Ce projet est nommé PALFA (Pulsar ALFA).
L'analyseur au service de PALFA est le WAPP (Wideband Arecibo Pulsar Processor) qui a
été amélioré pour accepter les 14 sorties d'ALFA. Le WAPP permet 100~MHz de bande passante
instantanée, et, après addition des polarisations, il fait le stockage des données à une cadence de 64
microsec (Cordes, et al 2005).
Les simulations basées sur l'expérience de l'étude de Parkes prédisent la découverte d'un
millier de pulsars, et cela a bien commencé avec une dixaine de nouvelles détections dans le
premier mois. Parmi ces découvertes, il y a un système binaire relativistique, un des partenaires
étant un pulsar très jeune. Ce système est peut-être un exemple du fameux pulsar-double dans sa
jeunesse.
Depuis les premiers mois de l'étude PALFA, le taux des nouvelles découvertes n'a pas
augmenté autant que prévu, et reste actuellement dans les vingtaines. Ceci pose des questions sur la
valadité des simulations, et peut avoir des conséquences pour lefutur Pulsar Timing Array qui est un
des projets-clefs pour SKA.
EMBRACE, qui veut dire en anglais Electronic MultiBeam Radio Astronomy ConcEpt est un
projet dont le but est de faire une démonstration du concepte pour le SKA. Ceci est suivi par une
collaboration de pays européens. Ce concepte consiste en plusieurs tuiles de 64 antennes chacune.
Chaque tuile mesure un mètre carré de surface collectrice. Le système visionne tout le ciel, et le
champ de vue est décidé électroniquement par l'addition des phases désirées. Deux champs de vue
sont possibles à la fois, et chacun comprend huit faisceaux. Pour EMBRACE, seulement une
polarisation est disponible, mais le futur SKA aura la capacité de faire full-Stokes.
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EMBRACE comprend 300~m2 à Westerbork, et 100~m2 à Nançay. Les deux champs de vue
auront 20~MHz de bande passante chacun. Les capacités en mode pulsar restent à
Session Théories de la Gravitation
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Session Théories de la Gravitation
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La manière la plus efficace de tester une théorie est de comparer ses prédictions à celles de
théories alternatives. On peut ainsi déterminer quelles propriétés ont véritablement été testées, et
imaginer de nouvelles expériences permettant de vérifier les aspects encore inexplorés. Le
formalisme post-newtonien paramétrisé (PPN) est par exemple une façon d'inclure la relativité
générale au sein d'un vaste espace de théories, et il a permis de prouver qu'elle est essentiellement la
seule compatible avec les expériences effectuées dans le système solaire, en champ gravitationnel
faible.
Toutefois, il existe des théories infiniment proches de celle d'Einstein dans ces condi\-tions de
faibles courbures, mais qui en diffèrent considérablement au voisinage de corps très denses comme
les étoiles à neutrons. Les pulsars binaires, qui sont des horloges en mouvement nous donnant une
information stroboscopique d'une remarquable précision sur leur orbite, sont donc des outils idéaux
pour tester la gravitation dans le régime des champs forts.
Sur la centaine de pulsars binaires connus à ce jour, seuls 8 d'entre eux sont formés de deux
étoiles à neutrons, et parmi ceux-ci, 3 ont des orbites rapides et sont chronométrés avec une telle
précision qu'ils fournissent déxcellents tests de divers aspects de la gravitation. Les contraintes
qu'ils imposent sur lénsemble le mieux motivé de théories de la gravitation (les théories tenseurscalaire) se trouvent être orthogonales à celles imposées par les données du système solaire. Il y a
donc une différence qualitative entre ces deux classes de données.
Une conséquence importante des observations de pulsars binaires est que la relativité générale
suffit pour calculer les patrons d'ondes gravitationnelles à détecter dans les inter-féromètres
LIGO/VIRGO/LISA. En effet, même s'il existait bel et bien un partenaire scalaire du graviton, les
pulsars binaires prouvent qu'il serait de toutes façons trop faiblement couplé à la matière (y compris
en champs forts) pour contribuer de façon significative à ces patrons d'ondes.
Beaucoup d'autres pulsars binaires ont des naines blanches comme compagnons et des orbites
presque parfaitement circulaires. Ils peuvent être utilisés pour effectuer des ``tests de zéro'' des
différentes symétries de la relativité générale, notamment la conservation de l'impulsion totale,
l'absence de référentiel privilégié, et le principe d'équivalence fort (c.-à-d. le fait qu'une étoile à
neutrons et une naine blanche tombent avec la même accélération vers le centre de la Galaxie).
L'un des systèmes pulsar-naine blanche, PSR~J1141-6545, a été chronométré avec une
précision suffisante pour déterminer la diminution de sa période orbitale due à l'émission d'ondes
gravitationnelles. Malgré l'incertitude encore importante sur cette mesure, ce système se trouve être
déjà le plus contraignant de tous les pulsars binaires pour les théories tenseur-scalaire de la
gravitation. En effet, sa dissymétrie implique qu'il devrait émettre une grande quantité d'énergie
sous forme d'ondes dipolaires du champ scalaire, et la compatibilité des observations avec la
relativité générale force donc ce champ à être très faiblement couplé à la matière. Au contraire, les
systèmes de deux étoiles à neutrons sont plus symétriques, et ne donnent donc pas des contraintes
aussi fortes.
Nos conclusions sont les suivantes:
La relativité générale a jusqu'à présent passé tous les tests sans la moindre difficulté.
Les pulsars binaires sont les meilleurs outils imaginables pour tester la gravitation en champs
forts.
Le système le plus riche pour tester divers aspects de la relativité générale est le double pulsar
PSRJ0737-3039, découvert en 2003. Le fait d'observer les deux étoiles comme des pulsars nous
donne directement accès au rapport de leurs masses, et fournit donc une observable
supplémentaire par rapport aux autres pulsars binaires.
Les systèmes les plus contraignants pour les théories tenseur-scalaire, et plus généralement
l'ensemble des théories alternatives de la gravitation, sont actuellement le pulsar binaire de Hulse
& Taylor PSRB1913+16 parce qu'il est observé depuis 1974 et que la précision de ses données
est exceptionnelle, et le système pulsar-naine blanche PSRJ1141-6545 à cause de sa dissymétrie,
bien qu'il soit observé seulement depuis 1999.
A l'avenir, les systèmes très dissymétriques seront les plus utiles pour contraindre léspace des
théories de la gravitation encore permises. Il faudrait donc chronométrer avec précision des
systèmes pulsar-naine blanche d'orbites assez rapides (et excentriques pour avoir accès à l'avance
de leur périastre), et la découverte d'un système pulsar-trou noir fournirait des contraintes encore
meilleures.
Session Théories de la Gravitation
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- 5* ?@(5&2 $.& -5-" * % 2*@#$"-"#$* % #%'
Dans cet exposé nous faisons une revue succinte:
du test fameux obtenu par chronométrage des pulsars millisecondes sur la valeur maximale de
l'amplitude d'un fond d'ondes gravitationnelles à une fréquence de l'ordre de 10-8 Hz
du problème des ondes gravitationnelles par une étoile à neutrons isolée, émises soit par des
irrégularités de la croûte solide de l'étoile ("montagnes") soit par la précession de l'axe de
symétrie par rapport à l'axe de rotation
de l'estimation du nombre de coalescences de binaires d'étoiles à neutrons à partir des pulsars
binaires connus dans la galaxie (dont le pulsar binaire de Hulse et Taylor, et le double pulsar
découvert récemment)
du problème de la détection des binaires spiralantes par les interféromètres d'ondes
gravitationnelles VIRGO et LIGO. Nous insistons sur le problème de la prédiction du signal
gravitationnel des binaires compactes en relativité générale à l'aide du développement postnewtonien du champ d'ondes, dont l'approximation"newtonienne" redonne la formule du
quadrupole d'Einstein qui a servit pour l'interpretation du P_dot orbital du pulsar binaire.
Session Théories de la Gravitation
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L’interféromètre d’ondes gravitationnelles franco italien Virgo a commencé à collecter des
données en novembre 2003 et devrait fonctionner très prochainement en mode scientifique, avec
une sensibilité de plus en plus proche de la sensibilité attendue.
Les sources d’ondes gravitationnelles sont classées en quatre grandes catégories : les sources
périodiques comme les pulsars, les coalescences de systèmes binaires denses, les sources
impulsionelles comme les supernovae et le fond gravitationnel stochastique d’origine cosmologique
ou astrophysique.
Les étoiles à neutrons que l’on espère être en nombre important dans la Galaxie sont l’une
des sources les plus prometteuses, pouvant générer des ondes gravitationnelles à différentes étapes
de leur évolution. Parmi les processus les plus importants, on peut citer les écarts à l’axisymétrie, la
précession de l’axe de rotation, l’accrétion de matière dans un système binaire de faible masse
(LMXB) et les modes quasi normaux d’oscillation dont les instabilités de type CFS r ou bar.
L’émission quadripolaire des étoiles axisymétriques en rotation est un signal périodique que
l’on peut intégrer sur de longues périodes de temps, permettant ainsi d’augmenter le rapport signal à
bruit. Cela suppose néanmoins d’être capable de suivre les variations d’amplitude dues au
ralentissement de l’étoile et les variations de phase dues aux effets Doppler causés par le
mouvement orbital de la Terre autour du Soleil et par la rotation de la terre sur elle-même. Dans la
plupart des cas, il faut effectuer une recherche aveugle dans l’espace des paramètres, ce qui est
extrêmement coûteux en temps de calcul, mais l’observation des pulsars dans le domaine radio,
permet une recherche dirigée de certaines sources. Nous avons alors besoin de mesures précises
du mouvement de l’étoile pendant le temps d’observation, de sa période et de ses dérivées et
d’être informés de la présence éventuelle de ‘glitches’. L’amplitude de l’onde gravitationnelle
étant proportionnelle à la déformation équatoriale et au carré de la fréquence (qui tout deux
diminuent avec l’âge de l’étoile), les sources privilégiées sont les pulsars jeunes, rapides et
proches.
Dans la catégorie des sources impulsionelles, les modes quasi normaux et en particulier les
modes f et w pourraient émettre suffisamment d’énergie gravitationnelle pour être observés aux
hautes fréquences par les première et deuxième générations d’interféromètres. Le signal est une
sinusoïde amortie dont les paramètres (la fréquence et le temps d’amortissement) dépendent
uniquement de la masse et du rayon, définissant de façon unique l’équation d’état. La détection
de ces modes constitue un enjeu scientifique majeur puisqu’elle permettrait de sonder l’intérieur des
étoiles à neutrons et peut être découvrir de nouvelles équations d’état.
La surveillance régulière dans le domaine radio de pulsars jeunes expérimentant des ‘glitches’
permettrait non seulement de donner l’alerte mais aussi de confirmer une éventuelle détection
dans le domaine des ondes gravitationnelles.
Session Hautes Energies et Objets Compacts
+ $! 0 =QH>RHG
I @ TLD KZV)X @ I\[LI ] D2@_XYG
(83* 5" 3 ?$ 5
& :6
-"* ?+ $5@#$ &2#5 L'expérience HESS d'astronomie gamma au sol est entièrement opérationnelle depuis début
2004. En deux ans, elle a plus que triplé le nombre de sources cosmiques fermement détectées au
TeV et ouvre ainsi une nouvelle fenêtre sur l'univers aux très hautes énergies. La majorité des
sources détectées dans notre galaxie s'avère être des pulsars et des restes de supernovae. Les
observations au TeV ont aussi révélé des binaires X et microquasar et de nombreuses sources non
identifiées dans le plan galactique, ainsi que la région du centre galactique avec une composante
compacte et une émission diffuse. L'espace extragalactique reste encore difficile d'accès mais une
population de blazars émetteurs au TeV commence à émerger avec une dizaine de sources
confirmées. Mentionnons également la première detection d'une radiogalaxie.
La plupart de ces sources aux très hautes énergies présentent des émissions non-thermiques à
spectre électromagnétique très large. Leur analyse aux fréquences radio apparaît d'un fort intérêt
potentiel, à discuter et à adapter au cas par cas.
Session Hautes Energies et Objets Compacts
/!4#&9. . 021 : &3J8 : <(7 Q ELX T I$@ZG X KCV)E K ] I+A A X I$@ P P
* $#@7- 7-7 406 $ '&,7" - 3 +3:* 5 93, Cette revue théorique concerne les nébuleuses de pulsars, aussi appelées plérions, c'est-à-dire
les plasmas relativistes composés de particules accélérées par les pulsars, qui interagissent avec le
milieu environnant. Elle considère deux aspects principaux de ces objets: d'une part leur structure
et leur évolution magnéto-hydrodynamique (MHD), et d'autre part les mécanismes d'accéléra-tion
qui y opèrent et conditionnent le spectre de l'émission observée.
La structure MHD d'une nébuleuse de pulsar comme celle du Crabe a été précisée par Kennel
et Coroniti (1984), dans un article fondateur. Le vent relativiste émis par le pulsar, et supposé
constitué principalement d'électrons et de positons créés dans la magnétosphère, se termine en un
choc en aval duquel s'étend la nébuleuse proprement dite. Cette ``bulle'' de plasma relativiste
interagit avec le milieu ambient, constitué dans les premières étapes de son évolution par l'intérieur
d'un vestige de supernova (SNR). Le modèle de Kennel et Coroniti restait cependant limité par son
hypothèse de symétrie sphérique, alors que l'on observe dans les plérions des structures en ``tore'' et
en ``jet'', notamment grâce aux observations en rayons X de Chandra. Récemment, des simulations
numériques en MHD relativiste par trois groupes distincts ont montré que ces structures
axisymétriques pouvaient être comprises si la puissance du vent du pulsar décroit vers les latitudes
polaires.
À plus grande échelle, les différentes étapes de l'évolution d'un plérion se divisent en deux
grandes périodes, qui ont récemment été précisées par divers travaux de simulation
hydrodynamique et MHD. Une première période est constituée par les phases de SNR ``composite''
classique, où le plérion se trouve au centre d'un SNR en ``coquille''; ces différentes phases sont
déterminées par l'interaction avec le choc en retour de l'explosion initiale. Dans une deuxième
période, la vitesse ballistique initiale du pulsar devient importante dans l'évolution de sa nébuleuse,
et on assiste à plusieurs phases ou celle-ci est caractérisée par un choc ``en étrave''.
Le spectre du rayonnement synchrotron et Compton inverse des plérions résulte de
l'accélération des électrons et positons en un spectre en loi de puissance, vraisemblablement au choc
de terminaison du vent du pulsar. Plusieurs études récentes ont montré que le mécanisme
d'accélération de Fermi appliqué aux chocs ultra-relativistes donnait un indice spectral p des
particules compris entre 2.2 et 2.3, ce qui permet d'expliquer le spectre en rayons X du Crabe et d'un
certain nombre d'autres plérions. Le spectre radio des plérions ne peut cependant être expliqué que
par un mécanisme d'accélération distinct, qui pourrait être lié à l'interaction résonante avec des ions
présents dans le vent du pulsar, ou dû à la reconnexion du champ magnétique permise par la
géométrie ``striée'' du vent.
Session Hautes Energies et Objets Compacts
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8 5 & $'&, - 7/ 6& 6"> 7-"*
& $&2 - & - +3 + & " & - Recent observations of the polarization of the optical pulses from the Crab pulsar (Kanbach et
al. 2005, AIP Proceedings, astro-ph/0511636) motivated detailed comparative studies of the
emission predicted by the polar cap, the outer gap and the two-pole caustics models.
In this work, we study the polarization properties of the synchrotron emission emanating
from the striped wind model. We use an explicit asymptotic solution for the large-scale field
structure related to the oblique split monopole and valid for the case of an ultrarelativistic plasma
(Bogovalov, A&A, 1999, 349, 1017). This is combined with a crude model for the emissivity of the
striped wind and of the magnetic field within the dissipating stripes themselves. We calculate the
polarization properties of the high-energy pulsed emission and compare our results with optical
observations of the Crab pulsar. The resulting radiation is linearly polarized. In the off-pulse
region, the electric vector lies in the direction of the projection on the sky of the rotation axis of the
pulsar, in good agreement with the data. Other properties such as a reduced degree of polarization
and a characteristic sweep of the polarization angle within the pulses are also reproduced (Pétri &
Kirk, ApJ~Letters, 2005, 627, L37).
In the striped wind model, the high energy emission of pulsars arises from outside the light
cylinder. It provides an alternative to the more intensively studied polar cap, outer gap and twopole caustic models. The geometry of the magnetic field, which is the crucial factor determining the
polarization properties, is constrained in the striped model to be close to that of the analytic
asymptotic solution depicted by the split monopole. We have presented detailed computations of
the polarization properties of the pulses expected in this scenario. These possess the characteristic
property, unique amongst currently discussed models, that the electric vector of the off-pulse
emission is aligned with the projection of the pulsar's rotation axis on the plane of the sky in
agreement with recent observations of the Crab pulsar. In addition the striped wind scenario
naturally incorporates features of the phase-dependent properties of the polarization angle, degree of
polarization and intensity that are also seen in the data. These properties are qualitatively
unaffected by variations of the wind Lorentz factor, the electron injection power law index and the
inclination of the line of sight.
Session Hautes Energies et Objets Compacts
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3,50 "6+37 * 7 -"* &
* % - %
Le satellite Integral, lancé en octobre 2002, est une mission de l’Agence spatiale européenne
dédiée à l’observation de l’Univers dans le domaine des rayons X-durs et gamma. La charge utile
du satellite est constituée de 4 instruments dont les 2 principaux sont des télescopes gamma à
ouverture codée, l’imageur IBIS et le spectromètre SPI. Deux autres instruments complètent la
plate-forme, l’expérience à rayons X JEM-X (Joint European X-ray Monitor, 2 détecteurs sensibles
entre 2-35 keV) et la caméra optique OMC (Optical Monitor Camera). Le centre de traitement des
données ISDC (Integral Science Data Center) constitue le 5ème instrument de la mission. Le
spectromètre SPI (SPectrometer for Integral) est constitué d’une matrice hexagonale composée de
19 semi-conducteurs de germanium refroidis à 80 degrés Kelvin. Il est sensible aux photons
d’énergie comprise entre 20 keV et 8 MeV et offre une résolution spectrale de 2 keV à 1 MeV.
L’imageur IBIS (Imager on Board the Integral Satellite) couvre la gamma d’énergie 15 keV-10
MeV et est composé de deux plans de détecteurs, ISGRI (Integral Soft Gamma-Ray Imager) et
PICsIT (PIxellated CsI Telescope). Les atouts de ce télescope résident dans son pouvoir séparateur
de 12 minutes d’arc, sa précision dans la localisation de sources brillantes inférieure à la minute
d'arc lié, un grand champ de vue (19x19 degrés) et une très bonne sensibilité. La caméra ISGRI,
élément clé du télescope IBIS, est constituée d’un ensemble de modules constitués de plus de 16000
détecteurs semi-conducteurs en Tellurure de Cadmium.
Integral bénéficie d’une résolution temporelle de 100 microsecondes ce qui permet d’étudier
les pulsars dans une gamme d’énergie encore largement inexplorée. A ce titre, l’observation
régulière du pulsar du Crabe, source étalon, a permis de vérifier les performances des instruments
dans le mode temporel. Le déphasage radio-gamma de ~ 300 microsecondes a été confirmé.
D’autres pulsars, pulsars isolés jeunes ou pulsars millisecondes recyclés, ont également pu être
étudié (PSR1509-58, IGRJ00291+5934. .)
La recherche de corrélation entre les pulses géants radio (GRP) du pulsar du Crabe et son
émission à haute énergie est un programme qui s’inscrit parfaitement dans le cadre d’une
collaboration avec le radio télescope de Nançay. Est-il possible de relier l’émission radio cohérente
et l’émission à haute énergie qui elle fait appel probablement à des phénomènes de créations de
paire ? L’accroissement du signal optique en fonction de l’activité radio du pulsar (de l’ordre de
3%) récemment détecté nous a encouragé à initier un programme d’observations simultanées entre
Integral et les observatoires radio. Nançay a clairement sa place dans cette collaboration. La
communauté française des hautes énergies notamment celle liée au projet Integral peut également
grandement bénéficier d’observations menées à bien à Nançay pour l’étude de sources transitoires,
pulsars millisecondes en « outburst » par exemple, dont l’alerte peut être déclenchée par des
télescopes hautes énergies à grand champ.
Session Hautes Energies et Objets Compacts
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45%326879:';-<"$>=?A@"BC?D
Le projet SIMBOL–X est un télescope haute énergie de nouvelle génération, couvrant la
gamme s’étendant des rayons X « classiques » aux rayons X «durs», soit de 0.5 à 70 keV environ.
En utilisant dans toute cette gamme un dispositif de focalisation réservé jusqu’alors aux rayons X de
moins de 10 keV, via la construction d’un télescope de très longue focale s’appuyant sur deux
satellites volant en formation, SIMBOL–X permet un gain d’environ deux ordres de grandeur en
sensibilité et en résolution angulaire par rapport aux télescopes X–durs actuels. La sensibilité de
SIMBOL–X est de moins de 1 µCrab à 10 keV et de 5 µCrab à 30 keV pour 100 ks d’observation.
Le télescope SIMBOL–X est dans son principe similaire aux télescopes X classiques (tels
XMM–Newton et Chandra). Il s’appuie ainsi sur une optique à base de miroirs attaqués en
incidence rasante, dans la configuration optimale dite de Wolter I. L’obtention d’une optique
focalisatrice pour des énergies de plusieurs dizaines de keV, avec une surface efficace importante,
passe ainsi par une géométrie permettant de très faibles angles d’attaque pour des grands diamètres
de miroir, c’est à dire de très grandes longueurs focales. Dans le cas de SIMBOL–X, une focale de
30 mètres a été jugée comme offrant le meilleur compromis. Une telle distance ne peut être
raisonnablement atteinte qu’en s’appuyant sur deux satellites volant en formation.
Le concept du plan focal est un détecteur à deux plans imageurs superposés. Le tout sera
muni d’une anticoïncidence active pour minimiser le bruit de fond, et d’un filtre optique pour
supprimer la lumière optique et UV parasite. L’imageur basse énergie sera une matrice
monolithique de détecteurs à dérive en silicium (« MPD »), de 450 µm d’épaisseur. L’imageur haute
énergie sera une mosaïque de détecteurs pixellisés à base de CdZnTe, de 2 mm d’épaisseur.
L’orbite choisie pour SIMBOL–X est une orbite au delà des ceintures de radiation (> 70000
km) ayant une période de 7 jours. En tenant compte des périodes de recette en vol, d’étalonnage,
etc., une durée totale de mission de 2,5 ans est demandée, et une date de lancement en 2013 est
envisagée.
Parmi les nombreux thèmes scientifiques adressés par Simbol-X, les pulsars et leur
environnement seront tout particulièrement étudiés, le télescope permettant de faire des études
poussées de spectro-imagerie et de spectroscopie de phase avec une résolution attendue de 50
microsecondes. Les sources potentiellement considérées sont les pulsars gamma «classiques» (le
Crabe, Vela, PSR 1509-58, Geminga, …), les «Anomalous X-ray pulsars», les pulsars gamma
découverts par GLAST, les pulsars extragalactiques (PSR B0540-69 et PSR J0537-6910 dans le
Grand Nuage de Magellan par exemple), …
Session Hautes Energies et Objets Compacts
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7@ (*%.&2 -77 0'& 9+3 70 & & @$#$ - + @("%# > -
Nous connaissons une centaine de pulsars milliseconde grâce aux observations faites en radio.
Ces pulsars millisecondes emettent aussi a plus haute energie gr ce a des champs magnétiques forts
qui accélèrent les particules, mais l'origine exacte de l'émission X est encore mal comprise. Deux
théories principales sont proposées pour l'émission des pulsars millisecondes : la théorie de la
calotte polaire et la théorie du outer gap. A partir des observations spectroscopiques et temporelles
en X et en radio, nous pouvons déterminer laquelle de ces deux théories décrit effectivement la
nature des pulsars millisecondes. Avec ces observations nous avons la possibilité d'étudier d'autres
caractéristiques des pulsars milliseconde encore mal comprises. Une des grandes questions ouvertes
est comment le champ magnétique des pulsars milliseconde peut être plus petit que celui des
pulsars, vu que le pulsar milliseconde a une période de rotation plus rapide qu'un pulsar ? Des
théories existent : les principales sont l'écrantage du champ magnétique par la matière accretée
pendant la phase d'accretion dans la binaire (Romani 1990) ou bien un changement de la
configuration du champ magnétique (Ruderman 1991). La théorie de Romani indique qu'il y aura
une augmentation de la masse des pulsars milliseconde. La théorie de Ruderman propose que seules
deux orientations soient possibles, un champ magnétique aligné avec l'axe de rotation du pulsar
milliseconde et un champ magnétique orthogonal a l'axe de rotation.
Parmi tous les pulsars observés en X et radio, il n'y en a que six pour lesquels nous pouvions
faire une étude spectrale et temporelle en X. Nous avons donc analysé les donnés X de trois pulsars
millisecondes, PSR J0218+4232, PSR J0751+1807 et PSR J1012+5307, prises avec XMM-Newton
(Webb, Olive & Barret 2004; Webb et al. 2004). Ceci a eu par effet d'augmenter l'échantillon des
pulsars pour lesquels on peut faire une analyse spectrale et temporelle de 25%. Nous avons trouvé
que le spectre d'un des pics de la courbe de lumière de PSR J0218+4232 porte la marque d'une
émission thermique faible, ou le rayon et la température sont consistents avec ceux d'une calotte
polaire, ainsi que l'émission non-thermique, émise très probablement à partir de la magnétosphère
(Webb, Olive & Barret 2004). Ces deux composantes attendues n'avaient pas encore été observé
ensemble pour un pulsar milliseconde de ce typ e. Les deux pulsars millisecondes, PSRJ0751+1807
et PSR J1012+5307, sont de très faible luminosité. Ils ont déjà été détectés en X, mais avec trop peu
de photons pour réaliser une analyse spectrale ou pour détecter les pulsations (Becker, Trump er &
Lundgren 1996; Halp ern & Wang 1997). Nous avons ajusté les spectres de ces deux pulsars
milliseconde faibles et mis en évidence des pulsations en X (Webb et al. 2004). Nous avons aussi
utilisé l'information tiré de ces observations ainsi que d'autres faites en radio pour déterminer
l'orientation du champ magnétique. Nous avons montré que ces trois pulsars millisecondes étudiés
ont un champ magnétique soit aligné soit orthogonal, ce qui appuie la théorie de changement de la
configuration du champ magnétique pour expliquer le faible champ dans les pulsars milliseconde
(Webb, Olive & Barret 2005).
Références
Becker, W., Trumper, J., 1997, A&A, 326, 682
¨
Halpern, J.P., Wang, F.Y.-H., 1997, BAAS, 29, 1391
Romani, R.W. 1990, Nature, 347, 741
Ruderman, M., 1991, ApJ, 366, 261
Webb, N.A., Olive, J.-F., Barret, D., Kramer, M., Cognard, I., Löhmer, O, 2004, A&A, 419, 269
Webb, N.A., Olive, J.-F., Barret, D., 2004, A&A, 417, 181
Webb, N.A., Olive, J.-F., Barret, D., 2005, AIP Conf. proc., 797, Interacting Binaries: Accretion,
Evolution and Outcomes, Eds: L. A. Antonelli, L. Burderi, F. D'Antona, T. Di Salvo, G.L. Israel, L.
Piersanti, O. Straniero, A. Tornambé p.359
Session Hautes Energies et Objets Compacts
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3 I$E
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3 B50 & 06 06"
$5 + % 5 ,"@#$ $
Quand GLAST sera mis sur orbite vers la fin de 2007 le nombre de pulsars observables au
GeV devra augmenter d'un facteur 15 à 100 par rapport aux six détections solides d'EGRET sur le
Compton CGRO, ceci grâce à une sensibilité 25x meilleure et une résolution angulaire 2x meilleure
(à 100 MeV) qu'EGRET. Cela permettra une percée importante dans la compréhension du
fonctionnement de ces accélérateurs cosmiques, ainsi que dans la connaissance des populations de
pulsars dans la Galaxie.
Les gammas arrivent très espacés dans le temps : pour le Crabe, parmi les plus brillants,
GLAST captera un toutes les 500 rotations. En plus, les pulsars candidats à une émission gamma
sont les plus jeunes et donc les plus bruités. Les pulsars gamma les plus faibles auront besoin des 5
à 10 ans de la mission pour accumuler un signal, avec un besoin de suivi radio tout au long. Certains
auront une émission radio très faible, Geminga étant un exemple extrême qui, l'on espère, sera
multiplié. GLAST aura donc besoin de beaucoup de temps de radiotélescopes pour fournir une
datation des radio pulsars candidats à une émission gamma, et pour chercher des signaux radio
pulsés d'émetteurs gamma découverts par GLAST. GLAST lance des programmes sur les grands
instruments tels Arecibo, GBT, Parkes, et Jodrell pour établir une grosse base de données
d'éphémérides pour le début de la mission. Le suivi dans la durée des cas délicats (et donc
intéressants) est moins certain. En conséquence c'est une belle occasion pour les pulsaristes français
et francophiles ayant à leur disposition un instrument comme le radiotélescope de Nançay et les
données de GLAST. Cet atelier pourrait être l'occasion d'un début de programme d'études très
enrichissant, si on veut bien travailler ensemble pour identifier une liste de cibles intéressantes pour
nous.
Session Astrométrie et Systèmes de Référence
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3 B 50 @ 5 4* 5 / +-"#$
Les repères de référence nécessaires à la restitution du mouvement des objets célestes à partir
des observations sont issus de ces observations mêmes, par des filières d’analyse de données ad hoc,
dans le cadre de la Relativité Générale. Grâce à une collaboration internationale bien établie, on
dispose en permanence de référentiels d’espace et de temps dont la précision et l’extension
s’améliorent en suivant la multiplication et le progrès des techniques d’observation. Ces référentiels
sont pertinents et cohérents au niveau d’une fraction de milliseconde de degré (mas) pour les études
à la surface de la Terre, dans son environnement proche, dans le système solaire, dans la Galaxie et
au delà.
La mise à disposition d’un référentiel est la phase ultime d’un processus qui conduit d’un
système de référence (reference system) idéal, à la sélection dans la nature d’une structure
observable dont les propriétés sont aussi proches que possible du concept retenu, au choix d’une
modélisation conventionnelle de cette structure par la théorie fondamentale en vigueur, puis à la
réalisation du repère de référence (reference frame), qui consiste à attribuer des coordonnées aux
objets de la structure dans la modélisation retenue, et enfin au rattachement entre les référentiels
s’adressant aux diverses structures naturellement associées aux divers types d’observation. Les deux
grandes familles de repères de référence astronomiques se distinguent par le support naturel
sélectionné : un ensemble des objets extragalactiques compacts (quasars et autres), ou les objets du
Système Solaire. Dans le premier cas, la condition de non rotation sidérale est assurée
statistiquement sur l’ensemble des objets les plus stables de la liste, définition dite « géométrique ».
Dans le deuxième cas, elle repose sur l’exactitude de la modélisation du mouvement des planètes
par les lois de la dynamique, définition dite « dynamique ». Pour maintenir la meilleure cohérence
possible entre les deux types de référentiels, on a recours à la combinaison de méthodes observant
les mêmes objets célestes et en en modélisant les mouvements d’un l’un et l’autre contexte, telle
aujourd’hui la télémétrie par laser sur la Lune, dans laquelle l’objet de transfert est la planète Terre
en rotation. La précision de ce rattachement est de l’ordre de
microsecondes de degré ( as).
Le repère de référence primaire actuel, l’International Celestial Reference Frame (ICRF), est
constitué par les coordonnées d’environ 1500 radiosources extragalactiques mesurées par VLBI
depuis 1980. 250 de ces objets, suffisamment stables et bien observés, assurent une qualité de
définition et de stabilité des axes du repère au niveau de 100 as. Le référentiel d’Hipparcos,
s’appuyant sur des objets galactiques, a été rattaché à l’ICRF, avec une incertitude de 250 as/an sur
la rotation d’ensemble, due à l’incertitude des mouvements propres des étoiles utilisées pour le
rattachement galactique-extragalactique. Le référentiel de GAIA, mission astrométrique de l’ESA
programmée pour 2012, reposera sur un grand nombre d’objets extragalactiques observés dans le
domaine optique, avec une stabilité de définition attendue de 0,5 as. Son rattachement à l’ICRF
aura la qualité de la stabilité de la réalisation actuelle, soit 10 as. Il restera nécessaire de maintenir
le lien entre le référentiel extragalactique de nature géométrique et le référentiel lié au Système
Solaire, de nature dynamique. L’observation régulière de pulsars millisecondes en chronométrie
d’une part, et par VLBI relatif à des quasars proche d’autre part, devrait permettre d’obtenir une
précision de rattachement de as.
Session Astrométrie et Systèmes de Référence
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En plus de l’intérêt fondamental que les pulsars revêtent en astrophysique, leur apport dans le
domaine de l’astrométrie peut s’avérer très précieux. Les réductions des observations de temps
d’arrivée des signaux pulsars réalisées depuis de nombreuses années à Nançay permettent ainsi une
estimation des positions et des mouvements propres de ces derniers avec une très grande précision
intrinsèque. Ces réductions doivent conduire à la construction d’un catalogue astrométrique haute
gamme rassemblant une quinzaine de pulsars susceptibles de matérialiser un système de référence
avec une orientation des axes du repère correspondant au niveau de la sub-milliseconde d’arc.
L’influence des éphémérides utilisées lors des réductions amène plusieurs remarques : d’une
part les arcs inter-pulsars ne sont pas sensibles à ces éphémérides, d’autre part une fois défini le
catalogue ci-dessus, il sera possible d’établir des O-C très fiables sur le mouvement orbital de la
Terre, en optimisant les sessions d’observation dans ce but.
Session Astrométrie et Systèmes de Référence
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3 2
On propose d'utiliser les signaux des pulsars milisecondes comme système de positionnement
relativiste valable dans et au-delà de notre Système Solaire. L'analogue d'un récepteur GPS est ici
un radiotélescope, ce qui rend l'usage d'un tel système un peu lourd, mais son intérêt est fort. En
particulier, son étude constitue une version simplifiée du système de positionnement relativiste
récemment proposé comme système de référence primaire pour la Terre (projet SYPOR). Il permet
une analyse qualitative simple de ce dernier, ainsi que de sa relation avec les systèmes de référence
conventionnels en usage, permettant une meilleure compréhension de cette nouvelle classe de
systèmes de localisation à quatre coordonnées radiatives. L'établissement de la trajectorire terrestre
dans un tel système à partir des données déjà connues, et sa comparaison avec celle obtenue dans les
systèmes de référence conventionnels, permettrait de mettre en valeur son intérêt.
Dans le futur, ce sont ces systèmes qui pourront cibler les causes les plus probables des
annomalies d'accélération constatées pour les sondes spatiales aux confins su Système Solaire.
Session Astrométrie et Systèmes de Référence
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3 B 50 @$#"6" 2$ 5 7
The BIPM is in charge of establishing International Atomic Time TAI. First a free-running
atomic time scale, EAL, is established as the average of some 250 atomic clocks worldwide. Then a
small number of Primary Frequency Standards, that aim at realizing the SI Second, are used to steer
the frequency of TAI. This process is realized each month and is not updated thereafter.
Presently a free-running scale, like EAL, may have long-term (years) frequency instability
that may approach 1.10-14 but TAI instability is a few 10-15 at most. To overcome these
limitations, another time scale TT(BIPM), is computed and updated yearly. It has accuracy and
long-term instability at about 1x10-15 over the recent years.
Primary frequency standards have gained about one order of magnitude in accuracy every 1012 years, and this expected to continue. The best Cesium fountains now reach 4x10-16. The small
number of these standards, and their irregular operation, are the only present limiting factors in
obtaining a better accuracy in TT(BIPM).
Pulsars long-term stability may reach a few 10-15, but is seems that a number of phenomena,
besides the intrinsic noise sources affecting the rotation of pulsars, should prevent from surpassing
or reaching this level: interstellar medium, gravitational effects, geodetic precession etc... The most
promising pulsars should have millisecond period, be bright with narrow pulse, not too much
dispersed, not in a cluster, and have a low Pdot. Present best candidates seem to be J0437-4715,
J1713+0747, B1855+09, J1909-3744, B1937+21.
Nevertheless it seems unlikely that a time scale based on pulsars would supersede atomic
time scales. However pulsars have a role in being the main users of the very long term stability of
atomic time scales and in providing flywheels to transfer the current accuracy of atomic time to the
past, or to the future (if needed). And of course the long-term stability of their rotation is the key to
investigate physical phenomena such as gravitational waves.
Session Astronomie – divers
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$#76"* #76$5 3 50 & & %#$ - 5 73 :&2 2*@#% $5 - Nous menons une recherche systématique de pulsars millisecondes dans le plan de la Galaxie
au grand radiotélescope de Nançay. C'est une collaboration avec Gérard Petit (BIPM) et Thierry
Fayard (CNES).
Les principaux composants de notre analyseur sont une carte de conversion (conversion
analogique-numérique, puis série-parallèle), et une carte d'acquisition sur disque dur. Le taux actuel
d'échantillonnage est de 50 MHz, et l'acquisition se fait sur une bande passante de 24 MHz et une
seule polarisation. Le doublement de la bande passante et l'acquisition sur deux polarisations
doublera la sensibilité à temps d'intégration égal.
Nous avons effectué une évaluation statistique du nombre de pulsars millisecondes à courte
période susceptibles d'être détectés dans notre survey.
Nous supposons une population totale de 30 000 pulsars ms dans la Galaxie, répartis
uniformément dans un plan de 15 kpc de rayon et décroissant exponentiellement en hauteur avec
une hauteur d'échelle de 450 pc, et avec une luminosité supérieure à 1 mJy kpc2 à 408 Mhz. Nous
adoptons la carte de DM de Taylor et Cordes (1993) pour définir la zone de DM <300 pc cm-3. Le
nombre total de pulsars détectables dans notre zone est de l'ordre de 3200.
Nous supposons en outre que la distribution en période est uniforme en log(P), et que la
fonction de luminosité est une loi de puissance d'exposant -1. Nous trouvons qu'une luminosité de 1
mJy kpc2 à 408 MHz correspond à 0.13 ou 0.21 mJy kpc2 à 1370 Mhz, suivant la méthode de
conversion.
Sous ces hypothèses, et en nous restreignant aux pulsars ayant un flux apparent supérieur à 1
ou 2 mJy et une période inférieure à 3 ms, nous trouvons un nombre de pulsars détectables compris
entre 2 et 5 suivant les hypothèses et la sensibilité, ce qui nous conduit à une stratégie mixte de
recherche, associant survey systématique à des recherches ciblées (amas globulaires et sources de
catalogues radio).
Session Astronomie – divers
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On décrit la formation des planètes dans un disque protoplanétaire en tenant compte du
caractère chaotique des trajectoires des planétésimaux (ou des protoplanètes) sur des échelles de
temps longues par rapport au temps de libre parcours moyen. On modèlise l'effet des interactions
gravitationnelles des autres corps du disque sur le corps considéré (théorie de "migration") en
assimilant les trajectoires virtuelles à un ensemble infini de courbes fractales de dimension 2 (du
type mouvement brownien), localement irréversibles. La prise en compte de ces trois conditions
(infinité de trajectoires, dimension fractale 2 et irréversibilité) a pour effet de transformer l'équation
fondamentale de la dynamique newtonienne en une équation ayant la forme d'une équation de
Schrödinger généralisée. Les solutions stationnaires d'une telle équation en coordonnées
paraboliques décrivent des états quantifiés de quantités conservatives, l'énergie E, la projection du
moment angulaire L_y et le vecteur de Runge-Lenz A_y (dont le module est l'excentricité). Après la
fin de la période de formation, le libre parcours moyen redevient grand et les trajectoires peuvent
être à nouveau décrites par des éléments orbitaux bien définis, dont les valeurs les plus probables
peuvent alors se calculer en fonction des quantités conservatives ci-dessus.
Une telle approche a permis de rendre compte de la distribution des planètes et satellites dans
le système solaire, et de prédire avant leur découverte l'existence de pics de probabilité dans la
distribution des planètes extrasolaires, pics qui sont validés par l'analyse des données d'observation.
En particulier, le système de trois planètes autour du pulsar PSR B1257+12 satisfait de manière
statistiquement significative (probabilité 3x10-5) et très précise (différences relatives de quelques
10-4) à la loi de structuration attendue, qui permet de prédire les valeurs les plus probables des
périodes d'autres planètes éventuelles dans ce système.
Session Astronomie – divers
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La recherche de la quantité et de la distribution de la matière noire dans la Galaxie, en
particulier dans le halo, est un problème maintenant ancien mais toujours non résolu. Il est probable
que dans une dizaine d’années, GAIA aura donné des réponses précises à ces questions. En
attendant GAÏA, nous montrons que l’utilisation du système des amas globulaires, en particulier de
leur dynamique, peu conduire à des contraintes nouvelles sur la structure du potentiel du halo. Ces
contraintes pouvant alors elles- mêmes donner des indices sur la quantité de matière noire et sa
distribution.
L’intérêt de l’utilisation des amas globulaires comme sonde du potentiel galactique est
multiple. D’une part, la population est presque entièrement identifiée. D’autre part leur position et
leur vitesse radiale ont été mesurées. On a donc accès à leur distribution spatiale. La connaissance
du mouvement propre donnerait accès aux six coordonnées de l’espace des phases et donc, à l’aide
d’un potentiel, à l’évolution dynamique de la distribution observée.
Le but de ce travail est donc, d’abord, d’accumuler le maximum de mouvements propres
d’amas globulaires, en utilisant toutes les méthodes possibles, ensuite d’utiliser ces données ainsi
que les autres coordonnées d’espace et de vitesse, pour analyser l’évolution de la distribution et
déterminer s’il existe bien une cohérence temporelle et spatiale. Parmi les méthodes donnant accès
aux mouvements propres des amas globulaires, l’une concerne les pulsars.
En effet, le chronométrage précis des pulsars, en particulier des pulsars milliseconde, permet
de remonter à leur mouvement propre. Sachant que la vitesse d’évasion d’un amas globulaire est
généralement faible devant le mouvement de l’amas lui-même, la connaissance du mouvement
propre d’un pulsar dans un amas est déjà une indication sur le mouvement de l’amas. Si plusieurs
pulsars peuvent être mesurés dans le même amas, alors les effets particuliers à chacun se moyennent
pour donner une indication plus précise du mouvement de l’amas lui même.
Avec l’équipe de Nançay, nous proposons un programme d’observation concernant plusieurs
amas globulaires ayant chacun plusieurs pulsars.
Liste des participants
Asseo
Estelle
[email protected]
Blanchet
Luc
[email protected]
Bonazzola
Silvano
[email protected]
Carter
Brandon
[email protected]
Chauvineau
Bertrand
[email protected]
Cognard
Ismael
[email protected]
Colin
Jacques
[email protected]
Colom
Pierre
[email protected]
Coll
Bartolomé
[email protected]
Dallier
Richard
[email protected]
Dauphole
Bertrand
[email protected]
Davoust
Emmanuel
[email protected]
Desvignes
Gregory
[email protected]
Dumora
Denis
[email protected]
Esposito-Farese
Gilles
[email protected]
Feissel-Vernier
Martine
[email protected]
Gallant
Yves
[email protected]
Gerard
Eric
[email protected]
Gérin
Maryvonne
[email protected]
Golden
Aaron
[email protected]
Gontier
Anne-Marie
[email protected]
Gouiffes
Christian
[email protected]
Hellings
Ronald
[email protected]
Lambert
Sébastien
[email protected]
Laurent
Philippe
[email protected]
Lautridou
Pascal
[email protected]
Lebertre
Thibaut
[email protected]
Linet
Bernard
[email protected]
Martin
Jean-Michel
[email protected]
Mottez
Fabrice
[email protected]
Nottale
Laurent
[email protected]
Paturel
Georges
[email protected]
Petit
Gerard
[email protected]
Pétri
Jérôme
[email protected]
Regimbau
Tania
[email protected]
Rodriguez
Jérôme
[email protected]
Schneider
Jean
[email protected]
Smith
David
[email protected]
Sol
Hélène
[email protected]
Souchay
Jean
[email protected]
Theureau
Gilles
[email protected]
Torchinsky
Steve
[email protected]
Vernotte
François
[email protected]
Vilain
Loïc
[email protected]
Webb
Natalie
[email protected]