La diversité des étoiles

Les pulsars (VI)

Déjà conçus théoriquement depuis les années 1930 par J.Oppenheimer, ces objets ont été observés pour la première fois en 1967 par l'équipe d'Anthony Hewish de Cambridge (GB) dont le premier, PSR 0531-21 se trouve justement dans M1, le seul visible optiquement à la magnitude 16.

Les pulsars sont des étoiles neutrons d'environ 20 km de diamètre dont la masse peut ne pas dépasser 1.5 M_¤^[18] et qui sont en rotation rapide sur elles-mêmes du fait de la conservation du moment angulaire que nous venons d’évoquer. Les pulsars présentent la particularité d'émettre des jets de rayonnements très puissants à travers tout le spectre à des intervalles très réguliers, ce qu'on appelle des pulses. Ce phénomène oscillant est à l'origine de leur nom, "Pulsating star". Très réguliers, il s'agit en fait de véritables horloges sidérales avec, pour le pulsar du Crabe une période de 33,730 ms pour les flashes radios et optiques. La dérive est voisine du millionième de seconde par an !

Ce rayonnement est provoqué par l'accélération de particules chargées jusqu'à des vitesses proches de celle de la lumière. Ces pulsations sont si intenses, rapides et stables que les chercheurs anglais crurent un temps avoir capté les signaux d'une intelligence artificielle, jusqu'à croire aux "Little Green Men", les "petits hommes verts"!

Le pulsar du Crabe se situe au centre de M1, juste à droite de l'étoile centrale sur l'image du milieu prise en lumière visible. Ce pulsar s'est formé suite à l'explosion d'une supernova apparue en l'an 1054. Il s'agit d'une étoile à neutrons d'une période de 0.03s émettant sur toute l'étendue du spectre électromagnétique. Son rayonnement synchroton est canalisé par le champ magnétique et est émis de façon directive sous forme de pulses radios. Le pulsar mourra lorsqu'il aura dissipé toute l'énergie contenue dans son champ magnétique. Cliquer ici pour lancer une séquence montrant les fluctuations lumineuses au sein de la nébuleuse M1 provoquées par le pulsar du Crabe. A droite, aspect du champ magnétique d'un magnétar, un pulsar émettant des pulses X et gamma peu pénétrantes. Cliquer sur l'animation pour charger une version agrandie. Documents Palomar, ASU/NASA et UCLA/COBE/NASA-MSFC.

Quelle est l'origine de ces émissions radioélectriques si particulières ? Le rayonnement radio focalisé que l'on observe peut avoir deux origines. Soit on considère que ce rayonnement est émis par les pôles magnétiques, où le champ magnétique est le plus intense (10⁷-10¹⁰ Gauss en surface contre 0.6 Gauss sur Terre), soit il provient d'une région où la vitesse des particules est la plus élevée. Le premier modèle est celui dit de la "calotte polaire", le second du "cylindre-lumière". Les pulsars émettent un rayonnement intense qui impose une succession de processus physiques si complexes, qu'aucune des deux théories ne fait l'unanimité parmi les chercheurs.

Dans tous les cas, animés de vitesses relativistes les électrons émettent un rayonnement synchrotron qui est focalisé dans la direction de leur mouvement. Dans le modèle dit de la “calotte polaire”, ce pinceau de lumière est canalisé par les lignes de forces du champ magnétique et s’échappe au-dessus des deux pôles magnétiques, là où le champ de force est ouvert et le plus intense.

A gauche un gros plan sur l'aspect d'un signal pulsé (flash), optique ou radio, et à droite les "blips", les pulses radios émises par le pulsar du Crabe avec une précision supérieure à celle d'une horloge atomique. Documents U.Harvard adaptés par l'auteur.

On dénombre à ce jour plus de 1000 pulsars, leur nombre ayant doublé en l'espace de 10 ans. Une estimation basée sur leur éclat et leur distribution indiquerait que la Voie Lactée en contiendrait quelque 100000, dont une bonne partie se trouveraient dans les amas d'étoiles. Mais ils ne sont visibles que si leur axe magnétique est incliné sur l'axe de rotation, ce qui contraint la Terre à se trouver dans leur direction.

La famille des pulsars

De nombreux pulsars ont été associés à des émissions de rayonnements visibles ou invisibles qui ont provoqué la fluorescence des nébuleuses qui les entoure quelquefois. C'est la découverte de ces nébuleuses annulaires qui permit de démontrer que la plupart des pulsars étaient associés à des résidus de supernovae.

Cette image représente l'aspect approché d'un système binaire X constitué d'une étoile massive (étoile OB ou pulsar) en interaction avec un compagnon encore plus massif qui pourrait être un trou noir. Un disque d'accrétion se forme autour du compagnon massif dont le diamètre ne dépasse pas 10 km. Les deux astres sont séparés d'environ 1 million de km. Le disque d'accrétion mesure 100000 km de rayon tandis que la friction entraînée par la dynamique circumstellaire le porte à une température de 10 millions de degrés où il rayonne fortement en rayons X. Document NCSU/Blondin.

Un autre type de pulsar, découvert en 1970 et baptisé pulsar X n'est pas lié à l'explosion d'une étoile. Leur émission limitée au rayonnement X n'est pas explicable par le modèle standard. La petite centaine de pulsars X dénombrés à ce jour sont agencés en systèmes multiples, où l'interaction d'un compagnon massif pourrait seule provoquer un tel processus physique. La plupart d'entre eux présentent un champ magnétique beaucoup plus intense de l'ordre de 10¹² Gauss, similaire à celui des pulsars isolés. Il s'agit de pulsars binaires dont le compagnon est une étoile géante ou un trou noir. La luminosité de ces pulsars oscille entre 200 et 50000 fois celle du Soleil et leur disque d'accrétion est porté à près de 10 millions de degrés, ce qui explique l'origine du rayonnement non thermique. Mais ce modèle ne s'applique pas aux pulsars les plus rapides, tournant sur eux-mêmes en une fraction de seconde !

Souvent unis en systèmes binaires, les pulsars les plus rapides, appelés pulsars millisecondes, sont vraisemblablement associés à des étoiles peu massives. Actuellement le pulsar milliseconde le plus rapide est PSR J1748-2446ad situé dans l'amas globulaire Terzan 5 situé à 28000 années-lumière dans la constellation du Sagittaire. Découvert en 2006 par Jason Hessels du McGill Pulsar Group, ce pulsar tourne sur lui-même à une vitesse de 716 rotations/sec (716 Hz) ! Cette vitesse impose que son diamètre ne peut pas être supérieur à environ 20 km. Toutefois, la vitesse maximale théorique d'un tel pulsar pourrait atteindre 2000 tours/seconde, au-delà de laquelle il se disloquerait.

Les principales étapes de la formation d'un pulsar milliseconde selon le NRAO.  1. Au départ existe un système binaire constitué d'une étoile massive et supergéante et d'une étoile "normale" de type solaire par exemple, en orbite l'une autour de l'autre.  2. Au terme de sa vie, l'étoile massive explose en supernova, laissant derrière elle une étoile neutron. Pendant quelques dizaines de millions d'années, cette étoile neutron est vraisemblablement active et émet des impulsions radioélectriques. Elle devient un pulsar ordinaire. Finalement, elle ralentit, cesse ses émissions radioélectriques et devient simplement une étoile neutron inerte qui continue à se refroidir. 3. Après quelques milliards d'années, si le système binaire survit à la supernova, l'étoile de plus faible masse poursuit son évolution et atteint le stade de géante rouge. Son atmopshère supérieure est attirée par la gravité de l'étoile neutron et tombe finalement sur sa surface par accrétion. Ce phénomène d'accrétion va transférer le moment angulaire à l'étoile neutron, la faisant tourner plus rapidement sur elle-même. Durant ce processus, le système est visible comme binaire X (pulsar X) si sa vitesse n'est pas supérieure à quelques rotations par seconde. 4. Lorsque l'accrétion est terminée, l'étoile neutron présente une vitesse de rotation très rapide et se transforme en pulsar radio milliseconde. Ce processus est appelé le "recyclage" (voir plus bas). Les "vents" violents (constitués de particules chargées) émis par le pulsar vont "éroder" l'atmosphère de l'étoile en orbite, les nuages de gaz pouvant à l'occasion créer des phénomènes d'éclipse des émissions radioélectriques du pulsar (Cf la "Veuve noire" PSR1957+20).

Exceptionnellement, des volutes capturées sur le compagnon peuvent offrir une telle opacité qu'elles peuvent interrompre les émissions pulsées pendant plusieurs minutes. C'est le cas pour le pulsar PSR1957+20 baptisé la "Veuve noire" découvert par Andrew Fruchter^[19], dont le compagnon reste invisible. Toutes les 9 heures le signal pulsé s'interrompt durant 50 minutes.

Signalons également l'existence d'une poignée de pulsars gamma. Extrêmement rares - en 2004 on en connaissait que 7 sur 1500 pulsars radios, dont un est situé dans les débris de la supernova Véla - ces sources galactiques intermittentes sont tout aussi énigmatiques que les pulsars X. La source de leur rayonnement pourrait être engendrée par un mécanisme d'accrétion qui accélérerait le plasma jusqu'à ce qu'il soit suffisamment chaud pour émettre un rayonnement de haute énergie. Pour les astronomes, les pulsars X et gamma sont probablement les deux variétés d'une même famille de pulsars sous l'emprise d'un corps très massif, probablement un trou noir. Mais tous les sursauts gamma n'ont pas cette origine, en particulier ceux du pulsar du Crabe^[20] qui ne sont pas associés à un trou noir. L'hypothèse de l'emprise des pulsars par un objet massif doit être confirmée et seuls les satellites d'observation gamma tel Sigma et Integral peuvent éclaircir ces mystères.

Enfin, les astronomes ont découvert que lorsque le champ magnétique d'un pulsar devenait très intense, de l'ordre de 4.144x10¹⁴ Gauss - cent fois supérieur à celui d'un pulsar ordinaire - son écorce pouvait se tordre et se déplacer sous son influence, émettant brièvement des rayons X ou gamma de 10 à 30 KeV. Ces tremblements se répétant rapidement et durant 0.1 à 3 secondes, ces pulsars sont dénommés magnétars ou "soft gamma repeaters", SGR. Leur champ magnétique est tellement intense qu'il peut ralentir la rotation de l'étoile !

Arrivé à une telle intensité, le champ magnétique obéit aux lois de l'électrodynamique quantique et provoque des effets très bizarres qui ne surviennent pas sous ce seuil critique. Parmi ces effets, citons la production de paire à partir d'un simple photon ou la séparation du photon.

A ce jour peu de magnétars ont été détectés. En 2003, et en l'espace de 20 ans, on n'avait découvert que 5 magnétars dans la Voie Lactée, mais selon Robert C. Duncan de l'Université du Texas, il devrait en exister des millions. La difficulté réside dans le fait qu'on ne peut les détecter qu'au début de leur vie. Enfin, un magnétar ne vit qu'environ 10000 ans, un instant à l'échelle cosmique, ce qui ne facilite pas non plus leur détection. Tous sont localisés dans ou près des résidus de supernovae, pour citer SGR 0525-66, SGR 1900+14, SGR 1806-20 et  SGR 1627-41. On estime que 10% des résidus de supernovae pourraient contenir des magnétars.

A gauche, localisation du magnétar SGR 1627-41 découvert en 1997 et reporté sur une carte du ciel établie par COBE. A droite représentation artistique d'un magnétar et de son champ magnétique. Documents NASA-MSFC et T.Lombry.

Le recyclage des pulsars

Comment meurt un pulsar ? Bêtement pourrait-on dire quand on la compare à la vie exotique qu’il a mené toute sa vie. En moyenne un pulsar dissipe près de 100000 fois plus d'énergie que le Soleil, ce qui ralentit progressivement sa rotation. Dans l'exemple du très jeune pulsar du Crabe résidu de la supernova de 1054, l'étoile neutron présente un champ magnétique intense (10¹² Gauss ou 10⁸ Teslas) et une vitesse de rotation très courte, 0.03 sec. Son taux de ralentissement est en revanche élevé. Son âge caractéristique^[21] confirme qu'il s'agit d'un très jeune pulsar. Progressivement, sur une période de quelques millions d'années sa vitesse de rotation ralentira pour finalement se rapprocher de la seconde. Ayant perdu abondamment d'énergie, son champ magnétique deviendra très faible pour atteindre quelque 10000 Teslas. La conjugaison de ces deux phénomènes empêcheront ce pulsar d'émettre. 

Lorsque sa température sera retombée et lorsque les électrons ne pourront plus être expulsés de la surface, ce pulsar s'entourera d'une magnétosphère pratiquement vide; on dit que le pulsar "meurt". L'astre finira par s'arrêter au bout de quelques centaines de millions d'années et se transformera en étoile neutron froide et sombre.

Les pulsars méritent une attention particulière car ils développent un champ magnétique si intense qu'ils appliquent en force les lois passionnantes de l'électromagnétisme et de la Relativité d'Einstein. Le rayonnement qu'ils émettent subit un effet synchrotron intense, un effet Zeeman, Faraday et parfois Compton inverse suite aux interactions avec le champ magnétique tellement la température électronique du milieu est élevée. Ils ont nécessité une approche théorique très élaborée.

Les modèles théoriques proposés par les astrophysiciens n'ont pas encore la prétention de répondre à toutes les questions que soulèvent les observations. L'étude des pulsars confirme avec éloquence la rupture qui existe entre la théorie et la réalité. Les modèles n'expliquent pas par exemple l'émission d'un second signal moins intense ou la modification imprévisible du profil du signal. Le cas atypique de la "Veuve noire" ne peut s'appliquer aux pulsars dont le signal est interrompu durant plusieurs heures. Il y a quelques années encore, les pulsars millisecondes étaient considérés comme de très jeunes étoiles. Or il s'avère qu'il s'agit de vieilles étoiles "recyclées". Les études réalisées à ce jour permettent seulement de définir les paramètres fondamentaux des pulsars tout en cherchant à les associer à l'évolution des étoiles (supernovae, naines, etc.). Malgré l'incertitude et quelquefois l'incohérence des modèles avec la réalité, ces théories permettent de prédire leur évolution générale^[22].

Le RRAT, cousin du pulsar ?

En 2006, l'équipe de radioastronomes dirigée par Maura A.McLaughlin du "Pulsar group" de Jodrell Bank (Université de Manchester) annonça dans le magazine Nature (439, p817 et suivantes) qu'elle avait découvert l'année précédente un nouveau type d'étoile qui fut baptisé "Rotating Radio Transient", RRAT en abrégé.

Nous avons expliqué que les magnétars présentent un champ magnétique très intense et rayonnent des rayons X et gamma de très hautes énergies. Les pulsars émettent essentiellement des ondes radios de faible énergie. Curieusement en 2005, grâce au télescope orbital Chandra, la même équipe avait découvert la contrepartie X de l'une de ces étoiles, RRAT J1819--1458. Son champ magnétique atteint une intensité de 5x10¹³ G. Curieusement, ce RRAT émet à la fois des rayons X et des ondes radios !

Ce niveau d'énergie est 3 ordres de grandeur au-dessus du champ magnétique moyen des pulsars, 1 ordre de grandeur au-dessus de celui des pulsars X et seulement un ordre de grandeur en-dessous de celui des magnétars.

Suite à cette découverte, Lyne pense que les pulsars pourraient se transformer en magnétars en vieillissant, en passant par une phase RRAT intermédiaire. Mais ainsi qu'il le reconnaît lui-même, il ne s'agit encore que d'une théorie.

Etant donné qu'il semble y avoir moins de contraintes astrophysiques sur la création des RRATs, les astrophysicens pensent que leur population pourrait être supérieure à celle des pulsars.

Prochain chapitre

Les étoiles Wolf-Rayet