LES PULSARS

Le premier pulsar fut découvert par hasard, en 1967, par les astronomes britanniques Anthony Hewish et Jocelyn Bell, qui étudiaient la scintillation de sources célestes radio provoquée par la turbulence du gaz ionisé interplanétaire. Toutes les sources radio de leur programme d’observation montraient des fluctuations d’intensité aléatoires causées par ce phénomène, sauf l’une d’entre elles, dont les variations étaient parfaitement régulières et dont la nature devait par conséquent être tout autre. Cet objet demeura un temps énigmatique, puis les astrophysiciens convinrent qu’il s’agissait d’une étoile à neutrons en rotation rapide, qu’ils qualifièrent de pulsar.

Peu après, on découvrit un pulsar au centre de la plus célèbre enveloppe de supernova du ciel, la nébuleuse du Crabe

Le Pulsar du Crabe (NASA)

L'étoile à neutrons, reste de l'explosion, forme un petit point pâle à l'intérieur de la nébuleuse et gravite à 30 tours à la seconde. Tout en tournant, elle émet des ondes radio et des rayons lumineux. Chaque fois qu'un rayon passe au-dessus de la Terre, les radiotélescopes enregistrent un signal ou une impulsion.

Au milieu des années 1990, plus de 600 pulsars radio avaient été découverts dans notre galaxie.

Pour la plupart, ces objets sont isolés, jeunes (moins de 10 millions d’années) et confinés dans le plan de la galaxie, mais une proportion remarquable est constituée au contraire de pulsars binaires, anciens (plus d’un milliard d’années) et distribués uniformément sur tout le ciel. Un pulsar binaire est formé d’un pulsar et d’un compagnon en orbite l’un autour de l’autre. Les pulsars naissent d’étoiles massives situées dans le plan de la galaxie, et les plus anciens seulement ont eu le temps de le quitter, comme l’atteste cette distribution sur le ciel.

Étoile à neutrons et émission radio des pulsars

Une étoile à neutrons, ou pulsar, a environ la masse du Soleil mais est confinée à l’intérieur d’une sphère de 10 kilomètres de rayon seulement, 70 000 fois plus petit que le rayon du Soleil, conduisant à un objet extraordinairement dense : La masse volumique au cœur d’une étoile à neutrons dépasse 100 millions de tonnes par centimètre cube (1014 g/cm3) et le champ gravitationnel qui règne à l’intérieur est si intense que les électrons, protons et neutrons des atomes ordinaires sont comprimés en un superfluide de neutrons. Dans un tel état de la matière, la force qui domine à l’échelle infime des distances atomiques n’est plus la force nucléaire mais la force gravitationnelle.

Une étoile à neutrons, et donc un pulsar, se forme lors d’une supernova, phase finale spectaculaire de la vie d’une étoile dont la masse initiale est au moins 8 fois celle du Soleil. Quand le combustible nucléaire d’une étoile aussi massive est épuisé, la pression de radiation de son coeur chaud ne peut plus équilibrer la pression gravitationnelle. Il s’ensuit un effondrement brutal du coeur produisant une étoile à neutrons d’une masse solaire environ et une violente explosion éjectant l’enveloppe restante de l’étoile. L’expansion de cette enveloppe forme une nébuleuse à la structure filamentaire spectaculaire, comme la nébuleuse du Crabe.

Lors de cet événement, la conservation de l’énergie cinétique de rotation et de l’énergie magnétique de l’objet initial conduit à une étoile à neutrons en rotation très rapide avec un champ magnétique très intense en forme de dipôle dont l’axe Nord-Sud n’est pas nécessairement aligné avec l’axe de rotation. On a mesuré les vitesses de rotation des 600 pulsars connus au milieu des années 1990 : ils font un tour sur eux-mêmes en une durée comprise entre 0,0015 et 4 secondes; autrement dit, ils tournent entre 640 tours par seconde et un quart de tour par seconde, du plus rapide au plus lent. L’intensité du champ magnétique est de l’ordre d’un milliard de teslas pour les pulsars jeunes et de dix mille teslas pour les pulsars anciens. Ces champs sont énormes en comparaison du champ terrestre de 0,00005 tesla. Électriquement, un pulsar est assimilable à une dynamo engendrée par la rotation du champ magnétique dipolaire produisant des champs électriques supérieurs à mille milliard de volts qui arrachent des particules chargées aux calottes polaires de l’étoile à neutrons. Ces particules atteignent des vitesses relativistes en s’élevant dans la magnétosphère le long des lignes de champs ouvertes proches de l’axe magnétique. Des paquets de ces particules relativistes subissent collectivement une accélération transverse à cause de la courbure des lignes de champ, conduisant à une émission radio sous forme de deux faisceaux d’une ouverture d’environ 10° et ancrés aux pôles magnétiques. Si l’un des faisceaux (ou éventuellement les deux) est orienté de telle sorte qu’il croise la Terre, un radiotélescope le détecte comme une suite d’impulsions régulière à la fréquence correspondant à la vitesse de rotation du pulsar. Cet effet est analogue à un phare dont le faisceau de lumière permanent est tournant et donc perçu comme des éclairs réguliers par un observateur à distance à chaque fois que le faisceau passe dans sa direction.

Une impulsion radio individuelle, reçue à chaque rotation du pulsar, a un profil très complexe et changeant. En revanche, le profil moyen établi avec quelques centaines d’impulsions est très stable et a une forme très caractéristique pour chaque pulsar. Les profils moyens ont une, deux, trois ou cinq cornes, mais ni quatre ni plus de cinq. Ce type de profil observé atteste que le faisceau radio centré sur l’axe magnétique est formé d’un cône creux et d’un pinceau fin intérieur.

La surface émissive radio est, d’une part, la couronne formée par la coupe du cône creux à quelques dizaines de kilomètres au-dessus de la calotte polaire, d’autre part, le pinceau fin intérieur. Selon que la ligne de visée du radiotélescope coupe le faisceau conique tangentiellement à la couronne, à travers ou par le milieu en passant par le pinceau intérieur, le profil moyen possède une, deux ou trois cornes. La forme du profil moyen peut se modifier lentement attestant de changements globaux dans la géométrie de la magnétosphère d’un pulsar avec son âge.

Le chronométrage des pulsars en radioastronomie consiste à mesurer précisément les temps d’arrivée des impulsions reçues par un radiotélescope dans l’échelle de temps atomique la plus exacte. Ces mesures montrent que les pulsars ralentissent lentement et que l’énergie de rotation perdue est convertie essentiellement en radiation aux fréquences radio comprises entre 100 et 1 000 mégahertz. L’énorme puissance de la radiation émise à ces fréquences relativement basses milite pour un mécanisme d’émission radio cohérent dû à l’action d’ensemble des particules relativistes. La proportion de l’énergie émise à plus haute fréquence - en optique, rayons X et gamma - reste faible dans le bilan énergétique.

http://spt06.chez.tiscali.fr/home.htm


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07/01/2016.