LES PULSARS

   Introduction:

     Le présent document est le TIPE, Travail d'Initiative Personnelle et Encadrée que j'ai réalisé durant ma première année de classe préparatoire au Lycée Stanislas (Paris 6°). Les mots en italique sont définis dans la partie glossaire, a la fin du TIPE.

Plan du TIPE :

 I. Un pulsar, qu’est ce que c’est ?
         1.1  La formation des pulsars
         1.2  Définition d’un pulsar ; caractéristique des pulsars
II. Détection des pulsars :
         2.1  Historique de la découverte :

    2.1.1.      la découverte du premier pulsar

    2.1.2.      la confirmation des prédiction de la théorie de la relativité générale

    2.1.3.      la découverte des pulsars millisecondes

    2.1.4.      la mise en évidence des ondes gravitationnelles

         2.2  Étude de la méthode de détection et des instruments
               2.2.1.      le radiotélescope de Nançay

   2.2.2.      l’analyse des signaux

   2.2.3.   le chronométrage des pulsars millisecondes

Conclusion 
     Bibliographie

 

I. Un Pulsar, qu'est ce que c'est ?

      1.1 La formation des pulsars

         Les pulsars sont des étoiles à neutrons, étoiles très dense tournant très vite sur elles-même ( de 1.33 ms à 4s), résultant d'une supernovae, l'explosion d'une géante rouge dont la masse est supérieure à 10 masses solaires (à titre indicatif, la masse du soleil, utilisée comme base de référence pour les étoiles est égale à 1.989*1030 kg).

         Lorsqu'une telle étoile a consommée tout son hydrogène et l'a converti en hélium par réaction de fusion nucléaire, l'étoile consomme son hélium pour le transformer en oxygène puis en carbone et en fer, l'élément le plus stable de l'Univers. Lorsqu'elle n'a plus de combustible, l'étoile, pour continuer à rayonnée, s'effondre sur elle-même, i.e qu'elle se contracte (conservation du moment d'inertie).

      2.1. Historique de la découverte :

2.1.1.      La découverte du premier pulsar :

            La découverte expérimentale des étoiles à neutrons ou pulsars, est assez récente. En effet, c’est en 1967 que Jocelyn Bell, stagiaire dans l’équipe d’Antony Hewish, du Mullar Astronomy Observatory  à Cambridge (Grande-Bretagne), découvre la première étoile à neutrons, PSR 1919+21, en étudiant la scintillation de sources célestes radio provoquée par la turbulence du gaz ionisé interplanétaire. Alors qu’elle étudiait le rayonnement radio du ciel, elle observa une source (radio) qui émettait de façon périodique. Parmi les premières hypothèses émises pour expliquer un tel phénomène figurait celle d’une intelligence extraterrestre, mais celle-ci fut assez rapidement écartée pour être remplacée par celle de la présence d’une étoile à neutron.

2.1.2.      La confirmation des prédictions de la théorie de la relativité générale :

Cette découverte confirme alors les prédictions faites par Baade et Zwicki en 1934 à partir de la théorie de la relativité générale d’Einstein de 1915. Ils annoncèrent la possible existence d’étoiles à neutrons au centre des restes de supernovae. En 1939, en utilisant de nouveau la théorie générale d’Einstein, Oppenheimer et Volkoff ont étudié la structure même des étoiles à neutrons. Ils confirmèrent par la même occasion l’existence de ces étoiles dans l’Univers.

2.1.3.      La découverte des pulsars millisecondes :

La découverte du premier pulsar milliseconde, PSR 1937+21 à Arecibo, par D.C. Baker de l’Université de Berkeley,  bouleverse alors toutes les théories concernant les pulsars. En effet, la période de PSR 1937+21 étant 20 fois plus rapide que celle du pulsar le plus rapide connu à l’époque, indique que ce pulsar est très jeune mais la dérivée de la période par rapport au temps montre au contraire que ce pulsar est très vieux. PSR 1937+21 fait parti de ce que l’on appelle maintenant les pulsars binaires ou « recyclés », constitué d’un pulsar et d’une autre étoile.

2.1.4.      La mise en évidence des ondes gravitationnelles :

La découverte et l’étude du pulsar PSR 1913 +16 par Hulse et Taylor en 1974 a permis la mise en évidence indirecte de l’existence des ondes gravitationnelles prédites par la relativité générale. En effet, les ondes gravitationnelles sont engendrées par des masses accélérées, et  du fait de la grande proximité et des masses importantes des deux étoiles à neutrons qui composent le système binaire PSR 1913+16, le champ gravitationnelle est très important ce qui conduit à une perte non négligeable d’énergie de la part du système par émission d’ondes gravitationnelles. Cette perte d’énergie induit une diminution de la période orbitale du système. C’est cette diminution que Hulse et Taylor détectèrent ce qui leur valu le prix Nobel en 1993. Par ailleurs, le couple PSR 1913+16 a permis de mesurer un autre effet relativiste, l’avance du périastre, point de l’orbite le plus proche du pulsar. La valeur mesurée correspond exactement la valeur prédite par la relativité générale.

        2.2  Étude de la méthode de détection et des instruments

           2.2.1. Le radiotélescope de Nançay :

     Le radiotélescope de Nançay, situé en Sologne dans le département du Cher est rattaché à l'Observatoire de Paris - Meudon ( www.obspm.fr ). Le rôle du grand radiotélescope, qui n'est qu'un des nombreux instruments utilisés à Nançay, en matière de pulsar est:

           - affiner les mesures des caractéristiques des pulsars déjà connus, en particulier les pulsars millisecondes. En effet, les pulsars sont découverts depuis des observatoires du monde entier mais les premières mesures des caractéristiques (périodes de rotation, masse, intensité du pic radio...) sont peu précises. C'est pourquoi, les grands radiotélescope tels celui de Nançay ou d'Arecibo pointent leurs antennes vers ces corps étranges pour mieux les connaître.

           - Le radiotélescope de Nançay réalise aussi des recherches de nouveaux pulsars mais ceci se fait sans utilisation de l'antenne radio car les recherches se font à partir d'enregistrements réalisés aux États-Unis.

     Principe de fonctionnement du Radiotélescope:

    Il est composé d'un grand miroir mobile (1) qui peut tourner autour de son axe horizontal pour pouvoir balayer une large part du ciel. Ce miroir, qui fait approximativement 200 m sur 40 m, renvoie les ondes radios vers le deuxième miroir sur le même principe que les ondes lumineuses dans un télescope (Lois de Snell - Descartes pour la réflexion et la réfraction). En effet, les ondes lumineuses et radios sont de la même nature: ce sont des ondes électromagnétiques.

    Le deuxième miroir est convexe tant en largeur qu'en hauteur : c'est une portion de sphère ( quasi parfaite de 560 m de rayon, à plus ou moins 5 mm). Il concentre les ondes et les renvoient vers le détecteur. Contrairement au premier miroir, celui-ci est fixe.

     Le détecteur ce compose de deux miroirs de forme particulière qui concentrent de plus en plus les ondes radios afin que les antennes puissent recevoir le signal le plus important. Il y a trois antennes, une recevant les fréquences d'environ 1400 MHz, une autre pour les fréquences d'environ 1660 MHz et une troisième pour celles de 3300 MHz

 

            2.2.2 L'analyse des signaux: