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2 Instrumentation, Mesure, Métrologie. Volume x – n˚x/2007
1. Introduction
Les pulsars millisecondes sont des objets astrophysiques compacts à l’origine de
signaux radio périodiques d’une stabilité exceptionnelle rivalisant avec les meilleures
horloges terrestres. Ces horloges quasi-parfaites, réparties dans la Galaxie ou plon-
gées dans des champs gravitationnels à l’intensité démesurée, sont utilisées à plein
potentiel. Deux prix Nobel de Physique ont déjà été attribués, l’un, en 1974, pour la
découverte du premier des pulsars, le second, en 1993, pour la découverte du pul-
sar binaire (avec une étoile compagnon) et des tests de la Relativité Générale qu’il
a permis. Des développements incessants et toujours à la pointe de la technologie
sont stimulés par ces possibilités extraordinaires. Après avoir rapidement évoqué les
applications scientifiques, nous verrons les différentes techniques utilisées pour da-
ter du mieux possible les impulsions radio. Une attention particulière sera portée à
la description de la technique dite de la ’dédispersion cohérente’. Nous démontrerons
les étonnantes possibilités de cette technique avec quelques résultats obtenus avec le
grand radiotélescope de Nançay.
2. Des horloges ultra-stables aux confins de la Galaxie
En 1967 (Hewish et al., 1968), c’est en étudiant la scintillation radio interplané-
taire que furent fortuitement découverts des objets émettant des séries d’impulsions
radio régulièrement espacées dans le temps. Théoriquement élaborée dès les années
1930 comme le reste de l’explosion d’une grosse étoile, l’étoile à neutrons a rapide-
ment été le candidat adéquat. Une masse d’environ 1.4 fois celle de notre Soleil se
trouve alors confinée dans un diamètre de 10 à 20 km. Si l’étoile est dotée d’un impo-
sant champ magnétique, des ondes électromagnétiques collimatées s’échappent alors
par les lignes de champs ouvertes et balaient l’espace à la façon d’un phare au bord
de la mer se manifestant ainsi sous la forme d’un pulsar. La répétition du signal ren-
seigne directement sur la période de rotation de l’étoile à neutrons sous-jacente. Les
1772 pulsars connus à ce jour en 2007 voient leurs périodes s’échelonner de quelques
millisecondes pour les plus rapides jusqu’à 8 secondes pour le plus lent (figure 1)
(Lorimer et al., 2004). Il convient de remarquer que les pulsars les plus rapides sont
aussi par leur processus de formation les plus stables. Après l’expulsion des couches
externes de l’étoile massive, le coeur s’est contracté pour former une étoile à neutrons
avec une période de rotation de l’ordre de 30 ms et un énorme champ magnétique.
La rotation est alors fortement freinée par le couplage avec l’environnement immé-
diat de l’étoile. Celle-ci finira par ne plus être visible dans le domaine radio avec une
période de l’ordre de 10 secondes au bout de quelques centaines de millions d’an-
nées. Toutefois, des pulsars avec des périodes de quelques millisecondes (Backer et
al., 1982) et dotées d’un faible champ magnétique sont observés... Il est proposé en
ce cas un processus de recyclage, par lequel, dans un système de deux étoiles ayant
résisté au cataclysme de la première supernova, un transfert de moment angulaire aura
lieu grâce aux couches externes de l’étoile compagnon tombant sur l’étoile à neutrons
(par le truchement d’un disque d’accrétion visible en haute énergie). Le vieux pul-