23.4 : Les pulsars et la découverte des étoiles à neutrons
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Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Expliquer la méthode de recherche qui a mené à la découverte d'étoiles à neutrons situées à des centaines ou des milliers d'années-lumière
- Décrire les caractéristiques d'une étoile à neutrons qui permettent de la détecter sous forme de pulsar
- Énumérer les preuves observationnelles qui relient les pulsars et les étoiles à neutrons aux supernovae
Une fois que l'explosion d'une supernova de type II s'estompe, il ne reste plus qu'une étoile à neutrons ou quelque chose de plus étrange encore, un trou noir. Nous allons décrire les propriétés des trous noirs dans les trous noirs et dans l'espace-temps incurvé, mais pour l'instant, nous voulons examiner comment les étoiles à neutrons dont nous avons parlé plus tôt pourraient devenir observables.
Les étoiles à neutrons sont les objets les plus denses de l'univers ; la force de gravité à leur surface est 10 à 11 fois supérieure à celle que nous ressentons à la surface de la Terre. L'intérieur d'une étoile à neutrons est composé d'environ 95 % de neutrons, avec un petit nombre de protons et d'électrons mélangés. En effet, une étoile à neutrons est un noyau atomique géant dont la masse est environ 10 à 57 fois la masse d'un proton. Son diamètre ressemble plus à celui d'une petite ville ou d'un astéroïde qu'à celui d'une étoile. (Le tableau\(\PageIndex{1}\) compare les propriétés des étoiles à neutrons et des naines blanches.) Comme elle est si petite, une étoile à neutrons vous apparaît probablement comme l'objet le moins susceptible d'être observé à des milliers d'années-lumière de distance. Pourtant, les étoiles à neutrons parviennent à signaler leur présence dans de vastes golfes de l'espace.
| Propriété | Nain blanc | Étoile à neutrons |
|---|---|---|
| Masse (Soleil = 1) | 0,6 (toujours <1,4) | Toujours >1,4 et <3 |
| Rayon | 7 000 km | 10 km |
| Densité | 8 × 10 5 g/cm 3 | 10 x 14 g/cm 3 |
La découverte des étoiles à neutrons
En 1967, Jocelyn Bell, chercheuse à l'université de Cambridge, étudiait les sources radio éloignées à l'aide d'un détecteur spécial conçu et construit par son conseiller Antony Hewish pour détecter les variations rapides des signaux radio. Les ordinateurs du projet ont craché des rames de papier indiquant où le télescope avait observé le ciel, et il incombait aux étudiants des cycles supérieurs de Hewish de tout parcourir à la recherche de phénomènes intéressants. En septembre 1967, Bell a découvert ce qu'elle a appelé « un peu de maquis », un signal radio étrange qui ne ressemble à rien de ce qu'elle avait vu auparavant.
Ce que Bell avait découvert, dans la constellation de Vulecula, était une source d'impulsions radio rapides, aiguës, intenses et extrêmement régulières. Comme le tic-tac normal d'une horloge, les impulsions arrivaient exactement toutes les 1,33728 secondes. Cette précision a d'abord amené les scientifiques à spéculer qu'ils avaient peut-être trouvé des signaux provenant d'une civilisation intelligente. Les radioastronomes ont même surnommé à moitié en plaisantant la source « LGM » pour « petits hommes verts ». Mais bientôt, trois sources similaires ont été découvertes dans des directions très éloignées du ciel.
Lorsqu'il est devenu évident que ce type de source radio était assez courant, les astronomes ont conclu qu'il était très peu probable qu'il s'agisse de signaux provenant d'autres civilisations. À ce jour, plus de 2 500 sources de ce type ont été découvertes ; elles sont désormais appelées pulsars, abréviation de « sources radio pulsantes ».
Les périodes d'impulsion des différents pulsars vont d'un peu plus de 1/1000 de seconde à près de 10 secondes. Au début, les pulsars semblaient particulièrement mystérieux car rien ne pouvait être vu à leur emplacement sur des photographies en lumière visible. Mais un pulsar a ensuite été découvert en plein centre de la nébuleuse du Crabe, un nuage de gaz produit par SN 1054, une supernova enregistrée par les Chinois en 1054 (Figure\(\PageIndex{1}\)). L'énergie du pulsar de la nébuleuse du Crabe arrive par rafales brusques qui se produisent 30 fois par seconde, avec une régularité qui ferait l'envie d'un horloger suisse. En plus des impulsions d'énergie radio, nous pouvons observer des impulsions de lumière visible et de rayons X provenant de la nébuleuse du Crabe. Le fait que le pulsar se trouvait juste dans la région du vestige de la supernova, où nous nous attendons à ce que l'étoile à neutrons restante soit immédiatement alertée aux astronomes que des pulsars pourraient être liés à ces insaisissables « cadavres » d'étoiles massives.
La nébuleuse du Crabe est un objet fascinant. Toute la nébuleuse émet des radiations à de nombreuses longueurs d'onde, et sa production énergétique globale est plus de 100 000 fois supérieure à celle du Soleil, ce qui n'est pas une mauvaise idée pour le vestige d'une supernova qui a explosé il y a près de mille ans. Les astronomes ont rapidement commencé à rechercher un lien entre le pulsar et l'importante production d'énergie de la nébuleuse environnante.
Visionnez un entretien intéressant avec Jocelyn Bell (Burnell) pour en savoir plus sur sa vie et son œuvre (cela fait partie d'un projet de l'American Institute of Physics visant à enregistrer des entretiens avec des scientifiques avant-gardistes alors qu'ils sont encore en vie).
Un modèle de phare qui tourne
En appliquant une combinaison de théorie et d'observation, les astronomes ont finalement conclu que les pulsars devaient être des étoiles à neutrons tournantes. Selon ce modèle, une étoile à neutrons est un peu comme un phare sur une côte rocheuse (Figure\(\PageIndex{2}\)). Pour avertir les navires dans toutes les directions et sans trop de frais d'exploitation, la lumière d'un phare moderne tourne et projette son faisceau sur la mer sombre. Du point de vue d'un navire, vous voyez une impulsion de lumière chaque fois que le faisceau pointe dans votre direction. De la même manière, le rayonnement d'une petite région d'une étoile à neutrons balaie les océans de l'espace, nous donnant une impulsion de rayonnement chaque fois que le faisceau pointe vers la Terre.
Les étoiles à neutrons sont des candidates idéales pour un tel travail, car leur effondrement les a rendues si petites qu'elles peuvent tourner très rapidement. Rappelons le principe de conservation du moment cinétique issu de la Grande Synthèse de Newton : si un objet devient plus petit, il peut tourner plus rapidement. Même si l'étoile mère tournait très lentement lorsqu'elle se trouvait sur la séquence principale, sa rotation a dû s'accélérer lorsqu'elle s'est effondrée pour former une étoile à neutrons. Avec un diamètre de seulement 10 à 20 kilomètres, une étoile à neutrons peut effectuer un tour complet en une fraction de seconde seulement. C'est exactement le genre de période que nous observons entre les impulsions des pulsars.
Tout champ magnétique qui existait dans l'étoile d'origine sera fortement comprimé lorsque le noyau se transformera en étoile à neutrons. À la surface de l'étoile à neutrons, dans la couche externe constituée de matière ordinaire (et pas seulement de neutrons purs), les protons et les électrons sont piégés dans ce champ rotatif et accélérés presque à la vitesse de la lumière. À deux endroits seulement, les pôles magnétiques nord et sud, les particules piégées peuvent échapper à la forte emprise du champ magnétique (Figure\(\PageIndex{3}\)). Le même effet peut être observé (à l'envers) sur Terre, où les particules chargées provenant de l'espace sont empêchées de pénétrer par le champ magnétique de notre planète partout sauf à proximité des pôles. Par conséquent, les aurores de la Terre (causées par des particules chargées qui frappent l'atmosphère à grande vitesse) sont observées principalement à proximité des pôles.
Notez que dans une étoile à neutrons, les pôles nord et sud magnétiques ne doivent pas nécessairement se trouver à proximité des pôles nord et sud définis par la rotation de l'étoile. De la même manière, nous avons expliqué dans le chapitre sur Les planètes géantes que les pôles magnétiques des planètes Uranus et Neptune ne sont pas alignés avec les pôles de rotation de la planète. La figure\(\PageIndex{3}\) montre les pôles du champ magnétique perpendiculaires aux pôles de rotation, mais les deux types de pôles peuvent former n'importe quel angle.
En fait, le désalignement de l'axe de rotation avec l'axe magnétique joue un rôle crucial dans la génération des impulsions observées dans ce modèle. Aux deux pôles magnétiques, les particules de l'étoile à neutrons sont focalisées en un faisceau étroit et sortent de la région magnétique tourbillonnante à des vitesses énormes. Ils émettent de l'énergie sur une large gamme du spectre électromagnétique. Le rayonnement lui-même est également confiné à un faisceau étroit, ce qui explique pourquoi le pulsar agit comme un phare. Comme la rotation amène d'abord l'un puis l'autre pôle magnétique de l'étoile dans notre champ de vision, nous voyons une impulsion de rayonnement à chaque fois.
Tests du modèle
Cette explication des pulsars en termes de faisceaux de rayonnement provenant d'étoiles à neutrons hautement magnétiques et à rotation rapide est une idée très intelligente. Mais quelles sont les preuves que c'est le bon modèle ? Tout d'abord, nous pouvons mesurer les masses de certains pulsars, qui se situent entre 1,4 et 1,8 fois celles du Soleil, exactement ce que les théoriciens prédisent pour les étoiles à neutrons. Les masses sont déterminées en utilisant la loi de Kepler pour les quelques pulsars membres de systèmes stellaires binaires.
Mais il existe un argument encore plus convaincant qui nous ramène à la nébuleuse du Crabe et à sa vaste production d'énergie. Lorsque les particules chargées à haute énergie provenant du pulsar de l'étoile à neutrons frappent la matière se déplaçant plus lentement de la supernova, elles dynamisent cette matière et la font « briller » à de nombreuses longueurs d'onde différentes, exactement ce que nous observons depuis la nébuleuse du Crabe. Les faisceaux de pulsar sont une source d'énergie qui « éclaire » la nébuleuse longtemps après l'explosion initiale de l'étoile qui l'a fabriquée.
Qui « paie les factures » pour toute l'énergie que nous voyons sortir d'un vestige comme la nébuleuse du Crabe ? Après tout, lorsque l'énergie émerge d'un endroit, elle doit être épuisée dans un autre. La source d'énergie ultime de notre modèle est la rotation de l'étoile à neutrons, qui propulse les particules chargées vers l'extérieur et fait tourner son champ magnétique à des vitesses énormes. Comme son énergie de rotation est utilisée pour exciter la nébuleuse du Crabe année après année, le pulsar à l'intérieur de la nébuleuse ralentit. À mesure qu'elle ralentit, les impulsions se produisent un peu moins souvent ; plus de temps s'écoule avant que l'étoile à neutrons la plus lente ne ramène son faisceau.
Plusieurs décennies d'observations minutieuses ont maintenant montré que le pulsar de la nébuleuse du Crabe n'est pas une horloge parfaitement régulière comme nous le pensions à l'origine : au contraire, elle ralentit progressivement. Après avoir mesuré le ralentissement du pulsar, nous pouvons calculer l'énergie de rotation perdue par l'étoile à neutrons. N'oubliez pas qu'il est très dense et qu'il tourne incroyablement rapidement. Même un léger ralentissement peut entraîner une immense perte d'énergie.
À la satisfaction des astronomes, l'énergie de rotation perdue par le pulsar s'avère être la même que la quantité d'énergie émergeant de la nébuleuse qui l'entoure. En d'autres termes, le ralentissement d'une étoile à neutrons en rotation peut expliquer précisément pourquoi la nébuleuse du Crabe brille avec la quantité d'énergie que nous observons.
L'évolution des pulsars
À partir des observations des pulsars découverts jusqu'à présent, les astronomes ont conclu qu'un nouveau pulsar naît quelque part dans la Galaxie tous les 25 à 100 ans, soit le même rythme que celui auquel on estime que les supernovae apparaissent. Les calculs suggèrent que la durée de vie typique d'un pulsar est d'environ 10 millions d'années ; après cela, l'étoile à neutrons ne tourne plus assez vite pour produire des faisceaux importants de particules et d'énergie, et n'est plus observable. Nous estimons qu'il y a environ 100 millions d'étoiles à neutrons dans notre Galaxie, dont la plupart tournent trop lentement pour être remarquées.
Le pulsar du crabe est relativement jeune (seulement 960 ans environ) et a de courtes règles, alors que d'autres pulsars plus âgés ont déjà ralenti à des périodes plus longues. Des pulsars vieux de plusieurs milliers d'années ont perdu trop d'énergie pour émettre de façon appréciable dans les longueurs d'onde du visible et des rayons X, et ils ne sont observés que sous forme de pulsars radio ; leurs règles sont d'une seconde ou plus.
Il y a une autre raison pour laquelle nous ne pouvons voir qu'une fraction des pulsars de la Galaxie. Reconsidérez notre modèle de phare. Sur Terre, tous les navires s'approchent sur le même plan, la surface de l'océan, de sorte que le phare peut être construit pour balayer son faisceau au-dessus de cette surface. Mais dans l'espace, les objets peuvent se trouver n'importe où en trois dimensions. Lorsque le faisceau d'un pulsar balaie un cercle dans l'espace, il n'y a absolument aucune garantie que ce cercle inclura la direction de la Terre. En fait, si vous y réfléchissez, beaucoup plus de cercles dans l'espace n'incluront pas la Terre que ne l'incluront. Nous estimons donc que nous ne sommes pas en mesure d'observer un grand nombre d'étoiles à neutrons parce que leurs faisceaux de pulsars nous manquent totalement.
Dans le même temps, il s'avère que seuls quelques-uns des pulsars découverts jusqu'à présent sont enfouis dans les nuages de gaz visibles qui marquent les vestiges d'une supernova. Cela peut sembler mystérieux à première vue, car nous savons que les supernovae donnent naissance à des étoiles à neutrons et nous devons nous attendre à ce que chaque pulsar ait commencé sa vie lors d'une explosion de supernova. Mais la durée de vie d'un pulsar s'avère environ 100 fois plus longue que la durée requise pour que le gaz en expansion d'un vestige de supernova se disperse dans l'espace interstellaire. Ainsi, la plupart des pulsars sont retrouvés sans aucune autre trace de l'explosion qui les a produits.
De plus, certains pulsars sont éjectés par une explosion de supernova qui n'est pas la même dans toutes les directions. Si l'explosion de la supernova est plus forte d'un côté, elle peut expulser complètement le pulsar du reste de la supernova (certains astronomes appellent cela « donner un coup de pied à la naissance »). Nous savons que de tels coups de pied se produisent parce que nous voyons un certain nombre de jeunes restes de supernova dans les galaxies voisines, où le pulsar se trouve d'un côté du vestige et s'éloigne à plusieurs centaines de kilomètres par seconde (Figure\(\PageIndex{4}\)).
Touché par une étoile à neutrons
Le 27 décembre 2004, la Terre a été baignée par un flux de rayons X et de rayons gamma provenant d'une étoile à neutrons connue sous le nom de SGR 1806-20. Ce qui a rendu cet événement si remarquable, c'est que, malgré la distance de la source, son raz-de-marée de rayonnement a eu des effets mesurables sur l'atmosphère de la Terre. La luminosité apparente de cette éruption de rayons gamma était supérieure à celle de toutes les explosions d'étoiles historiques.
L'effet principal du rayonnement s'est produit sur une couche de l'atmosphère terrestre appelée ionosphère. La nuit, l'ionosphère se trouve normalement à une hauteur d'environ 85 kilomètres, mais le jour, l'énergie du Soleil ionise davantage de molécules et abaisse la limite de l'ionosphère à une hauteur d'environ 60 kilomètres. L'impulsion des rayons X et des rayons gamma a produit à peu près le même niveau d'ionisation que le soleil diurne. Cela a également amené certains satellites sensibles au-dessus de l'atmosphère à arrêter leurs appareils électroniques.
Les mesures effectuées par des télescopes dans l'espace indiquent que le SGR 1806-20 était un type spécial d'étoile à neutrons à rotation rapide appelée magnétar. Les astronomes Robert Duncan et Christopher Thomson leur ont donné ce nom parce que leurs champs magnétiques sont plus forts que ceux de tout autre type de source astronomique, en l'occurrence environ 800 billions de fois plus forts que le champ magnétique de la Terre.
On pense qu'un magnétar est constitué d'un noyau superdense de neutrons entouré d'une croûte rigide d'atomes d'environ un kilomètre de profondeur avec une surface en fer. Le champ du magnétar est si puissant qu'il crée d'énormes contraintes à l'intérieur qui peuvent parfois ouvrir la croûte dure, provoquant un quarke étoilé. La croûte vibrante produit une énorme explosion de radiations. Un astronaute à 0,1 année-lumière de ce magnétar en particulier aurait reçu une dose fatale à la suite de l'explosion en moins d'une seconde.
Heureusement, nous étions assez loin du magnétar SGR 1806-20 pour être en sécurité. Un magnétar pourrait-il représenter un réel danger pour la Terre ? Pour produire suffisamment d'énergie pour perturber la couche d'ozone, un magnétar devrait être situé dans le nuage de comètes qui entourent le système solaire, et nous savons qu'aucun magnétar n'est si proche. Néanmoins, il est fascinant de découvrir que les événements sur des cadavres d'étoiles lointains peuvent avoir des effets mesurables sur la Terre.
Concepts clés et résumé
Au moins certaines supernovae laissent derrière elles une étoile à neutrons hautement magnétique à rotation rapide, qui peut être observée sous la forme d'un pulsar si son faisceau de particules en fuite et de rayonnement focalisé pointe vers nous. Les pulsars émettent des impulsions de rayonnement rapides à intervalles réguliers ; leurs périodes sont comprises entre 0,001 et 10 secondes. L'étoile à neutrons en rotation agit comme un phare, balayant son faisceau en cercle et nous donnant une impulsion de rayonnement lorsque le faisceau balaie la Terre. À mesure que les pulsars vieillissent, ils perdent de l'énergie, leurs rotations ralentissent et leurs règles s'allongent.
Lexique
- pulsar
- une source radio variable de petite taille qui émet des impulsions radio très rapides sur des périodes très régulières allant d'une fraction de seconde à plusieurs secondes ; aujourd'hui considérée comme une étoile à neutrons magnétiques rotative suffisamment énergique pour produire un faisceau détectable de rayonnement et de particules