Etoiles à neutrons
pulsars

L'accélération de la rotation s'explique par la conservation du moment angulaire (le produit de la vitesse angulaire par le carré du rayon doit rester constant). Un astre prend de la vitesse en diminuant de diamètre, de la même façon qu'une patineuse, par exemple, lorsqu'elle replie les bras. La période de rotation peut ainsi être comprise entre quelques millisecondes et une poignée de secondes.

L'intensification du champ magnétique provient pour sa part de la conservation du flux magnétique : le produit du champ magnétique par la surface de l'étoile doit rester constant. Si donc la surface diminue, le champ augmentera en proportion. Le champ magnétique d'une étoile à neutrons jeune est ainsi de mille milliards de gauss, contre, disons, 1 gauss pour une étoile ordinaire comme le Soleil, et quelques milliers de gauss pour une étoile magnétique.

Un pulsar, contrairement, ici, à ce que son nom suggère (et qui remonte à une époque où la nature de ces objets n'était pas encore comprise), n'est sujet à aucune pulsation. Le phénomène des pulses s'interprète par l'existence d'un fin pinceau de rayonnement (le plus souvent radio, mais également optique, X, et même dans certains cas gamma), formé près de la surface de l'étoile à neutrons et balayant l'espace au même rythme que la rotation de l'astre. On a alors affaire à une sorte de phare tournant à très grande vitesse. Chaque fois que son faisceau se trouve dirigé vers la Terre, un petit éclair (le pulse) est capté.

Les pulsars actuellement répertoriés ont des périodes qui s'étagent entre 1,5 ms (pulsars millisecondes) et 4 s (pulsars ordinaires). Leurs pulses, qui durent entre un dixième et un centième de leur période, traduisent une émission très directive.
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Des noyaux atomiques géants?

On compare parfois une étoile à neutrons à un noyau atomique géant. Elle en possède effectivement la densité (puisqu'on est dans une situation où les nucléons (neutrons et protons) pratiquement se touchent, comme dans le noyau d'un atome). Mais ici, il convient de souligner que la force qui unit ces particules n'est pas l'interaction forte, comme dans un noyau atomique ordinaire, mais simplement la gravitation.

Comment faire un pulsar avec une étoile à neutrons?

On sait que des particules chargées électriquement (des électrons, par exemple) peuvent être accélérées dans un champ magnétique, et qu'elles émettent alors un rayonnement, dit synchrotron. Les propriétés du rayonnement que l'on capte en provenance des pulsars semble effectivement indiquer que l'on a affaire, au moins en partie, à une émission synchrotron. De plus, la direction qui semble la plus naturelle (mais qui n'est pas la seule envisageable) dès que l'on envisage un champ magnétique est celle de son axe. Cet axe magnétique, pouvant être, comme cela s'observe d'ailleurs dans le cas de notre planète, distinct de l'axe de rotation, il peut parfaitement balayer l'espace de la façon attendue. Selon un scénario déjà imaginé en 1968 par Thomas Gold les particules chargées émettrices seraient des particules s'éloignant de l'étoile le long de l'axe magnétique. Reste ensuite à expliquer d'où viendraient les particules chargées.

En 1975, M. Ruderman et P. Sutherland ont ainsi proposé un modèle plutôt tarabiscoté, mais séduisant, dans lequel la dynamo constituée par l'étoile à neutrons engendre un gigantesque champ électrique (plusieurs milliards de volts) sur une épaisseur de quelques dizaines de mètres au-dessus de la surface de l'étoile. Dans les régions proches de l'axe magnétique - autrement dit, les calottes polaires - les forces électriques se révèlent alors plus puissantes que la gravitation, et sont donc susceptibles d'arracher massivement des particules chargées de la surface de fer de l'astre. Le phénomène touchant bien davantage les électrons que les protons, près de 2000 fois plus massifs, et donc plus difficiles à déplacer. Il s'ensuit que l'étoile acquiert à sa surface une charge positive, et qu'elle se retrouve entourée un nuage de charges négatives (magnétosphère). Surface et magnétosphère se retrouvant séparées par une région vide.

Placée dans cette situation notre étoile a plusieurs raisons de rayonner selon une direction proche de l'axe magnétique. Toutes devant sans doute être invoquées à des degrés divers pour rendre compte de la diversité observée des pulsars.

Pour commencer, la discrimination de charges électriques à la hauteur d'une calotte polaire rend ces régions analogues à de gigantesques condensateurs. Et tout comme nos condensateurs, ceux des étoiles à neutrons sont également susceptibles de claquer, c'est-à-dire de retrouver en un violent éclair la neutralité électrique. Résultat, outre les super-étincelles engendrées, un échauffement de la calotte polaire qui désormais brillera intensément.

Par ailleurs, lorsqu'ils sont arrachés à la surface de l'étoile, les électrons acquièrent une vitesse et donc une énergie phénoménales. Ils vont alors rayonner dans le domaine gamma, des photons susceptibles matérialiser des paires de nouveaux électrons et anti-électrons (positons). Ces nouvelles particules s'annihileront ensuite pour donner une deuxième génération de photons gamma. Et le processus en cascade pourra ainsi recommencer plusieurs fois. Avec pour résultat d'enrichir en électrons et positrons la magnétosphère, tout en émettant déjà de rayonnement de haute énergie le long de l'axe magnétique, en plus du rayonnement synchrotron engendré par les particules. De surcroît, certains électrons de cette magnétosphère, on l'a dit, sont appelés à "retomber" sur l'étoile au moment des claquages. Ils abandonnent alors certains positrons, qui accélérés à des vitesses proches de celle de la lumière, parviendront à se sauver et à interagir avec le milieu environnant. Ceux-là, en spiralant lors de leur fuite autour des lignes de champ ouvertes près de l'axe magnétique, ajoutant encore à l'intensité de l'émission du rayonnement synchrotron...

Dans les couples stellaires, chacune des étoile évolue d'autant plus rapidement qu'elle était plus massive au départ. Les systèmes binaires comportant une étoile à neutrons pourraient donc naître, après que l'étoile la plus massive ait explosé en supernova. Le compagnon attendant encore quelque temps, avant de gonfler en géante rouge. Si, quand cette deuxième étoile a ainsi dilaté son enveloppe, cette dernière entre sous la coupe gravitationnelle de l'étoile à neutrons. Le gaz du compagnon se trouve littéralement aspiré. Chauffé à haute température et donc ionisé (c'est-à-dire chargé électriquement), ce gaz sera canalisé par le champ magnétique de l'étoile à neutrons et viendra s'abattre à la surface de celles-ci, justement au niveau des calottes polaires. On se retrouve alors, bien que le mécanisme soit différent, dans une situation analogue à celle qui vient d'être dite d'échauffement des pôles. Le rayonnement qui sera émis le sera préférentiellement dans le domaine X et justifie que l'on rende synonymes les appellations de pulsar binaire et de pulsar X.

Il est plus que probable, cependant, que la matière arrachée au compagnon ne tombe pas directement sur l'étoile. On peut en effet s'attendre à ce qu'il transite d'abord par un disque d'accrétion se formant (du fait de la force centrifuge) autour de l'étoile à neutron. Chauffé également à très haute température, notamment au point d'impact du gaz venant de la géante, ce disque rayonnera lui aussi dans le domaine X du spectre. Des instabilités sur ce disque pouvant de plus donner lieu à des sursauts d'éclat erratiques. L'astre est alors appelé un sursauteur X. On n'a plus du tout affaire dans ce cas à un pulsar :

L'évolution des pulsars

Le ralentissement inéluctable
Toujours est-il, qu'après quelques mois, la vitesse de rotation diminue, et repasse toujours quelques mois après un glitch par sa valeur antérieure, puis continue, en fait, de diminuer inéluctablement. C'est ce ralentissement qui, d'une part, permet de donner son âge à un pulsar. Les vieux pulsars tournent normalement plus lentement que les jeunes... C'est aussi grâce à cette diminution de vitesse que les astronomes ont pu comprendre l'importance du champ magnétique des étoiles à neutrons. C'est en effet le champ magnétique de l'astre qui, en tournant, dissipe lentement un part de son énergie sous la forme d'un rayonnement électromagnétique de très basse fréquence (une oscillation par tour). Une perte qui est donc à l'origine du ralentissement. 99% de l'énergie de rotation pourraient ainsi être emportée par ce mécanisme d'émission très difficile à déceler directement, alors que, dans le même temps, le faisceau optique, X ou gamma du pulsar n'emporterait avec lui que 1% restant de l'énergie perdue. Quand, après une dizaine de millions d'années, l'effet le ralentissement est tel que l'effet de dynamo est très atténué, l'étoile à neutrons ne peut plus émettre son faisceau directionnel. Le pulsar disparaît.

(Une première détection d'ondes gravitationnelles par les équipes de l''interféromètre Ligo a eu lieu le 14 septembre 2015,  et a été annoncée en février 2016. L'émission de ces ondes a été interprétée comme le résultat de la fusion de deux trous noirs d'une trentaine de masses solaires chacun à une distance de 1,3 milliard d'années-lumière. On peut désormais penser qu'une fusion cette fois d'étoiles à neutrons pourra être détectée à l'avenir).

Pour rendre compte de cette situation, les astronomes peu disposés à renoncer leurs acquits théoriques, ont imaginé que les pulsars millisecondes sont effectivement de très vieux pulsars, mais qu'ils ont été rendus à leur prime jeunesse par un apport d'énergie extérieure qui leur a permis de réaccélerer. C'est la théorie du recyclage.

La plupart des pulsars rapides connus appartiennent à des systèmes binaires serrés. On peut en invoquant le rôle de l'accrétion de matière en provenance du compagnon comprendre que celle-ci apporte en même temps de l'énergie (en parallèle avec du moment cinétique de rotation) susceptible d'accélérer l'étoile à neutrons. Le phénomène de dynamo reprend alors de la vigueur et l'étoile à neutrons est de nouveau en mesure de produire ses faisceaux radio qui la rendent détectable sous forme de pulsar.

Existe-t-il des étoiles étranges?

• Rayonnement X - L'énergie d'une étoile étrange doit être, dans le domaine X, dix à cent fois plus importante que celle émise typiquement par une étoile à neutrons.

 
• Pulses ultra-courts - Lesdits rayonnements X sont émis par bouffées d'une durée de l'ordre d'une milliseconde.

 
• Antimatière - Une étoile étrange, contient aussi une petite portion d'électrons qu'elle éjecte avec force. Cela crée un champ électrique intense autour de l'étoile, et qui est à l'origine de créations de paires électrons-positrons  (Les particules élémentaires). Ceux-ci s'annihilant aussitôt, émettent un rayonnement gamma de fréquence bien déterminée.

La chasse aux pulsars

Les premiers pulsars ont été découverts en 1967. Aujourd'hui, un petit millier de ces objets sont dénombrés dans la Voie Lactée. Ceux que l'on rencontre très près du plan galactique sont isolés et vieux de dix millions d'années. Les pulsars binaires, se révèlent en général plus anciens et sont beaucoup plus dispersés de part et d'autre du disque galactique. Ajoutons, que depuis 1993, on connaît aussi de pulsars dans le Grand Nuage de Magellan (Dorade).

Le tableau ci-dessous propose un choix parmi les pulsars les mieux étudiés :