Pulsar
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2008-07-23T17:44:24Z
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{{Voir homonymes|Pulsar (homonymie)}}
Un '''pulsar''' est le nom donné à une [[étoile à neutrons]], tournant très rapidement sur elle-même (période typique de l'ordre de la [[seconde (temps)|seconde]], voire beaucoup moins pour les [[pulsar milliseconde|pulsars milliseconde]]) et, émettant un fort [[rayonnement électromagnétique]] dans la direction de son [[axe magnétique]]. Le nom de pulsar vient de ce que lors de leur découverte, ces objets ont dans un premier temps été interprétés comme étant des [[étoile variable|étoiles variables]] sujettes à des pulsations très rapides. ''Pulsar'' étant l'abréviation de ''pulsating radio source'' (source [[onde radio|radio]] pulsante),
cette hypothèse s'est rapidement avérée incorrecte, mais le nom leur est malgré tout resté.
[[image:Crabpulsar.jpg|thumbnail|right|300px|Image composite visible/[[rayon X]] du [[pulsar du Crabe]], né de la [[supernova historique]] [[SN 1054]], montrant le gaz environnant la nébuleuse agité par le [[champ magnétique]] et le rayonnement du pulsar. Image [[NASA]].]]
== Généralités ==
L'axe magnétique d'une étoile à neutrons n'étant en général, à l'instar de la [[Terre]], pas parfaitement aligné avec son [[axe de rotation]], la région d'émission correspond à un [[instant]] donné à un faisceau, qui balaie au cours du temps un [[cône (géométrie)|cône]] du fait de la rotation de l'astre. Un pulsar se signale pour un observateur distant sous la forme d'un signal périodique, la période correspondant à la [[période de rotation]] de l'astre. Ce signal est extrêmement stable, car la rotation de l'astre l'est également, toutefois il ralentit très légèrement au cours du temps.
Les pulsars sont issus de l'explosion d'une [[étoile]] massive en fin de vie, phénomène appelé [[supernova]] (plus précisément [[supernova à effondrement de cœur]], l'autre classe de supernovae, les [[supernova thermonucléaire|supernovae thermonucléaires]] ne laissant pas derrière elles de résidu compact). Toutes les supernovae à effondrement de cœur ne donnent pas naissance à des pulsars, certaines laissant derrière elles un [[trou noir]]. Si une étoile à neutrons a une durée de vie virtuellement infinie, le phénomène d'émission caractéristique d'un pulsar ne se produit en général que pendant quelques millions d'années, après quoi il devient trop faible pour être détectable avec les [[technologie]]s actuelles.
Les pulsars ont été découverts en [[1967]] de façon quelque peu fortuite par [[Antony Hewish]] et son étudiante [[Jocelyn Bell]] (maintenant Jocelyn Bell-Burnell) qui étudiaient des phénomènes de [[scintillation]] [[réfraction|réfractive]] dans le domaine [[onde radio|radio]] et avaient de ce fait besoin d'un instrument mesurant des variations d'un signal [[onde radio|radio]] sur des courtes durées (une fraction de seconde). L'instrument a de ce fait permis de détecter la variation périodique d'objets qui se sont avérés être des pulsars, le premier d'entre eux portant le nom de [[PSR B1919+21]] (ou CP 1919 à l'époque). Cette découverte fut récompensé par le [[Prix Nobel de physique]], attribué en [[1974]] à Hewish ainsi que son collaborateur [[Martin Ryle]], qui avaient construit l'instrument ayant permis la découverte, mais pas à Jocelyn Bell, chose qui apparaît aujourd'hui comme étant une injustice{{référence nécessaire}}.
Les pulsars ont depuis permis le développement important de très nombreuses disciplines de l'[[astrophysique]], allant de tests de la [[relativité générale]] et de la [[physique de la matière condensée]], jusqu'à l'étude de la structure de la [[Voie lactée]] et bien sûr des [[supernova]]e. L'étude d'un [[pulsar binaire]], [[PSR B1913+16]], a pour la première fois permis de mettre en évidence la réalité du [[rayonnement gravitationnel]] prédit par la relativité générale, et a également été récompensée du Prix Nobel de physique ([[Russell Alan Hulse]] et [[Joseph Hooton Taylor]], en [[1993]]).
Du fait que l'émission d'un pulsar est cantonnée à un cône, un grand nombre de pulsars sont inobservables depuis la Terre, car celle-ci ne se trouve pas dans le cône balayé par le faisceau de nombreux pulsars. Néanmoins, plus de 2000 pulsars sont connus à l'heure actuelle (2007), la quasi totalité d'entre eux étant situés dans la [[Voie lactée]] ou certains de ses [[amas globulaire]]s, les autres, très peu nombreux, étant situés dans les deux [[Nuage de Magellan|Nuages de Magellan]]. Même un pulsar aussi énergétique que le pulsar le plus énergétique connu (le pulsar du Crabe, aussi appelé [[PSR B0531+21]]) serait a priori indétectable s'il était observé depuis la [[galaxie d'Andromède]] (M31), aussi la Voie lactée et les Nuages de Magellan sont-elles les seules galaxies où il semble envisageable d'étudier ces objets avec les technologies actuelles.
Il existe une grande variété de types de pulsars (pulsars radio, pulsars X, [[Pulsar X anormal|pulsars X anormaux]], [[magnétar]]s, [[Pulsar milliseconde|pulsars milliseconde]]), dont les propriétés dépendent essentiellement de leur âge et de leur environnement.
* Les '''pulsars radio''' représente le gros de la population observée des pulsars. Il s'agit d'objets détectés dans le domaine des [[onde radio|ondes radio]] par leur émission pulsée. Leur détection fait l'objet de techniques particulières, le caractère pulsé de l'émission étant relativement difficile à mettre en évidence, sauf propriétés spécifiques de certains de ces pulsars ([[pulse géant|pulses géants]] notamment). De façon paradoxale, le processus physique précis qui explique l'intense émission radio de ces objets n'est pas bien connu... ce qui n'empêche en rien d'étudier ces objets par son intermédiaire.
* Les '''pulsars X''' émettent dans le domaine de [[rayons X]], caractéristique qui regroupe plusieurs phénomènes distincts. Cette émission en X n'est en général pas due à l'émission de leur suface, pourtant très chaude (plusieurs millions de [[kelvin]]s, voire beaucoup plus), mais est produite à l'extérieur de celle-ci par des processus énergétiques résultant de la rotation rapide de l'étoile à neutrons. Une autre possibilité est qu'elle est due au dégagement d'énergie très intense causé par de la matière s'écrasant sur leur surface et échauffée lors de sa chûte sur celle-ci. De tels pulsars sont situés au sein d'un [[système binaire]] dans lequel ils orbitent avec un compagnon qui est une [[étoile]] ordinaire. Si l'émission X de ce type d'objet est dans ce cas très facile à observer (l'énergie ainsi rayonnée est considérable, de l'ordre de 10{{exp|31}} [[watt]]s, soit plusieurs dizaines de milliers de [[luminosité solaire|luminosités solaires]]), son caractère pulsé est en revanche bien plus difficile à mettre en évidence, au point que diverses sources de ce type (appelées pour des raisons évidentes [[binaire X|binaires X]]) ne sont pas identifiables en temps que pulsars X<ref>Une binaire X peut également est être composée de la combinaison étoile-[[trou noir]], qui peut être très difficile à distinguer d'une combinaison étoile-pulsar.</ref>. Les '''pulsars gamma''' sont comme leur nom l'indique des pulsars émettant dans le domaine des [[rayon gamma|rayons gamma]]. Quand ces objets ne font pas partie d'un système binaire, leur émission gamma est rare (ou en tout cas difficilement détectable) : seuls 7 pulsars gamma sont connus à ce jour (début 2008 ; voir [[Pulsar gamma]]). Si l'on excepte les pulsars présents dans les systèmes binaires, la quasi-totalité des pulsars X et pulsars gamma sont aussi des pulsars radio. La seule (notable) exception à cette régle est [[PSR J0633+1746]], plus connu sous le nom de Geminga, qui de façon paradoxale est une des sources gamma les plus puissantes du ciel, mais qui demeure à ce jour totalement indétectable en radio.
* Les '''[[pulsar X anormal|pulsars X anormaux]]''' sont comme leur nom l'indique des pulsars X dont l'émission est « anormale », en l'occurence, supérieure à l'émission maximale que ces objets devraient a priori avoir. Ils sont le signe qu'un autre processus physique, mal identifié à ce jour, leur confère une énergie importante.
* Les '''[[magnétar]]s''' sont des pulsars dont le [[champ magnétique]] est extraordianirement élevé (jusqu'à 10{{exp|11}} [[tesla]]s). De tels objets sont vraisemblablement très jeunes. Il n'est pas bien établi si ces objets sont intrinsèquement rares ou s'ils représentent un état transitoire bref mais normal de la vie d'un pulsar.
* Les '''[[pulsar milliseconde|pulsars millisecondes]]''' sont des pulsars très âgés, dotés d'un champ magnétique très faible (pour un pulsar, soit quand même de l'ordre de 10{{exp|4}} teslas) mais d'une vitesse de rotation très élevée. Ces pulsars sont souvent en orbite autour d'un compagnon, en général étoile ou [[naine blanche]]. La présence de ce compagnon semble jouer un rôle crucial dans la formation de ces objets.
== Historique de la découverte ==
Les pulsars ont été découverts en [[1967]] par [[Jocelyn Bell]] et [[Antony Hewish]] à [[Cambridge]] alors qu'ils utilisaient un [[radiotélescope]] pour étudier la [[scintillation]] des [[quasar]]s. Ils trouvèrent un signal très régulier, constitué de courtes impulsions de rayonnement se répétant après quelques [[seconde (temps)|seconde]]s. L'aspect très régulier du signal plaidait pour une origine artificielle, mais une origine terrestre était exclue car le temps qu'il prenait pour réapparaître était un [[jour sidéral]] et pas un [[temps solaire|jour solaire]], indiquant une position fixe sur la [[sphère céleste]], chose impossible, même pour un [[satellite artificiel]].
Ce nouvel objet fut baptisé ''CP 1919'' pour ''Cambridge Pulsar [à proximité de] 19h 19m <nowiki>[</nowiki>d'[[ascension droite]]<nowiki>]</nowiki>'' et est nommé aujourd'hui ''[[PSR B1919+21]]'' pour ''PulSaR à 19h19m en [[ascension droite]] et +21° de [[déclinaison (astronomie)|déclinaison]]''. Pour l'anecdote, la désignation initiale donnée par Jocelyn Bell et Antony Hewish était « [[LGM-1]] », pour ''Little Green Men''-1 (''litt.'' « petits hommes verts-1 »), car le signal faisait penser à celui provenant d'une balise qui aurait été fabriquée par une [[intelligence extraterrestre]]. Après maintes spéculations, il fut admis que le seul objet naturel qui pourrait être responsable de ce signal était une [[étoile à neutrons]] en rotation rapide. Ces objets n'avaient pas encore à l'époque été observés, mais leur existence comme produit de l'explosion d'une étoile massive en fin de vie ne faisait guère de doute. La découverte du pulsar [[PSR B0531+21]] au sein de la [[Nébuleuse du Crabe]] (M1), résultat de la [[supernova historique]] [[SN 1054]] abondamment décrite par les astronomes d'extrême-Orient acheva de parfaire l'identification entre pulsars et étoiles à neutrons.
La population de pulsars s'enrichit peu à peu de nouveaux objets, dont certains avaient des propriété atypiques. Ainsi, le premier [[pulsar binaire]], c'est-à-dire faisant partie d'un [[système binaire]] fut découvert en [[1974]]. Il possédait la propriété remarquable de posséder comme compagnon une autre étoile à neutrons, formant avec lui un système binaire en orbite extrêmement serrée, au point que la [[gravitation universelle]] ne permet pas d'expliquer les détails de l'orbite du pulsar, révélée par les modulations des temps d'arrivée de l'émission pulsée de ces objets. La précision élevée des mesures a permis aux astronomes de calculer la perte d'énergie orbitale de ce système, que l'on attribue à l'émission d'[[onde gravitationnelle|ondes gravitationnelles]]. Un système encore plus remarquable fut découvert en [[2004]], le [[pulsar double]] [[PSR J0737-3039]]. Ce système est composé de deux étoiles à neutrons, qui sont toutes deux vues comme des pulsars. Ils forment le système avec une étoile à neutron le plus serré connu à ce jour, avec une [[période orbitale]] d'environ deux heures. Encore plus remarquable, l'[[inclinaison]] de ce système est très basse (le système est quasiment vu dans son [[plan orbital]]), au point qu'un phénomène d'[[éclipse]] se produit pendant quelques dizaines de secondes lors de la révolution du système. Cette éclipse n'est pas due au masquage du pulsar d'arrière-plan par la surface de celui d-avant-plan, mais au fait que les pulsars sont entourés d'une région fortement magnétisée et siège de phénomène électromagnétiques complexes, la [[magnétosphère]]. Cette magnétosphère est susceptible d'empêcher la propagation du rayonnement issu du pulsar d'arrière-plan, offrant l'opportunité unique d'étudier la structure de la magnétosphère de ces objets.
Dans les [[années 1980]], on découvrit les [[pulsar milliseconde|pulsars millisecondes]], qui, comme leur nom l'indique, possèdent des périodes de quelques millisecondes (typiquement entre 2 et 5). Depuis 1982, le pulsar [[PSR B1937+21]] possédait la fréquence de rotation la plus élevée. Sa fréquence de rotation s'élevait à 642 Hz. Au cours du mois de janvier 2006, une publication a fait état de la détection d'un pulsar baptisé [[PSR J1748-2446ad]] (ou Ter5ad pour faire plus court, le pulsar étant situé au sein de l'[[amas globulaire]] [[Terzan 5]]) et dont la fréquence de rotation s'élève à 716 Hz. La recherche des pulsar à la rotation la plus rapide est d'un intérêt élvé pour l'étude de ces objets. En effet, leur période de rotation maximale est directement liée à leur taille : plus leur taille est petite, plus leur vitesse de rotation maximale peut être élevé, ceci parce que la vitesse de rotation d'un objet est limité par le fait que la [[force centrifuge]] ne peut excéder la force de gravitation, sans quoi l'objet perdrait spontanément la masse situé dans ses régions équatoriales. La force centrifuge subie par les régions équatoriales augmente avec la taille de l'objet, alors que sa [[gravité de surface]] diminue. Un objet en rotation très rapide est ainsi signe d'un objet intrinsèquement petit, ce qui peut permettre de fixer sa structure interne, une étoile à neutrons très petite étant signe non pas dun objet peu massif, mais d'un objet très [[compacité (astronomie)|compact]].
== Observation et détection des pulsars ==
Les pulsars sont en général plus facilement observables en radio. Leur détection requiert par contre un certain soin. En effet, le vitesse de propagation des ondes radio est très légèrement inférieure à celle de la lumière du fait de la densité très faible mais non nulle du [[milieu interstellaire]]. Les calculs indiquent que cette vitesse de propagation dépend de la [[longueur d'onde]] d'observation. En conséquence de quoi, le train de pulses d'un pulsar va arrivé décalé d'une fréquence à l'autre, ce que l'on appelle [[mesure de dispersion]]. Si l'on observe sur une bande de fréquence trop large, alors le décalage des temps d'arrivée peut devenir supérieur à la période du pulsar, et l'on perd l'émission périodique de celui-ci. Pour détecter un pulsar, il convient donc d'observer des bandes de fréquences très étroites. Le problème est alors que la [[densité de flux]] reçue est très faible. En pratique, l'on contourne le problème en observant plusieurs bandes de fréquence et en regardant si l'on arrive à les combiner en un signal périodique une fois supposée la présence de dispersion.
Le tableau ci-dessous liste les principales opérations dédiées sur l'un des grands [[radiotélescope]]s [[terre]]stres en vue de dédtecter des pulsars.
{| class="wikitable"
|- {{highlight1}}
! Observatoire !! Fréquence <br/>de recherche <br/>([[megahertz|MHz]]) !! Canaux et <br/>bande passante <br/>(MHz) !! Échantillonnage <br/>([[milliseconde|ms]]) !! Sensibilité <br/>([[millijansky|mJy]]) !! Région couverte !! Nombre <br/> de pulsars <br/>découverts !! Année et références
|-
| [[Observatoire de Molonglo|Molonglo]] || 408 || 4 || - || - || - || 31 || [[1968]]<ref>{{en}} [[M. I. Large]], [[A. E. Vaughan]] & [[R. Wielebinski]], ''Pulsar Search at the Molonglo Radio Observatory'', ''[[Nature (journal)|Nature]]'', '''220''', 753-756 (1968) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1968Natur.220..753L Voir en ligne (accès restreint)].</ref>, [[1969]]<ref>{{en}} [[A. E. Vaughan]], [[M. I. Large]] & [[R. Wielebinski]], ''Three New Pulsars'', ''[[Nature (journal)|Nature]]'', '''222''', 963 (1969) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1969Natur.222..963V Voir en ligne (accès restreint)].</ref>
|-
| [[Observatoire de Jodrell Bank|Jodrell Bank]] || 408 || 4 || 40 || 10 || 0°<nowiki><</nowiki>''[[longitude galactique|l]]''<nowiki><</nowiki>40°<br/>|''[[latitude galactique|b]]''|<nowiki><</nowiki>10°|| 31 || [[1970]]<ref>{{en}} [[J. G. Davies]], [[M. I. Large]] & [[A. C. Pickwick]], ''Five New Pulsars'', ''[[Nature (journal)|Nature]]'', '''227''', 1123-1124 (1970) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1970Natur.227.1123D Voir en ligne (accès restreint)].</ref>{{,}}<ref>{{en}} [[J. G. Davies]] & [[M. I. Large]], ''A single-pulse search for pulsars'', ''[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]'', '''149''', 301-310 (1970) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1970MNRAS.149..301D Voir en ligne].</ref>
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| [[Radiotélescope d'Arecibo|Arecibo]] || 430 || 8 || 5,6 || - || 35°<nowiki><</nowiki>''[[longitude galactique|l]]''<nowiki><</nowiki>75° et 170°<nowiki><</nowiki>''[[longitude galactique|l]]''<nowiki><</nowiki>75°<br/>|''[[latitude galactique|b]]''|<nowiki><</nowiki>4°|| 31 || [[1974]]<ref>{{en}} [[Russell Alan Hulse|R. A. Hulse]] & [[Joseph Hooton Taylor|J. H. Taylor]], ''A High-Sensitivity Pulsar Survey'', ''[[Astrophysical Journal Letters]]'', '''191''', L59-L61 (1974) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1974ApJ...191L..59H Voir en ligne].</ref>, [[1975]]<ref>{{en}} [[Russell Alan Hulse|R. A. Hulse]] & [[Joseph Hooton Taylor|J. H. Taylor]], ''A deep sample of new pulsars and their spatial extent in the galaxy'', ''[[Astrophysical Journal Letters]]'', '''201''', L55-L59 (1975) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1975ApJ...201L..55H Voir en ligne].</ref>
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| [[Observatoire de Molonglo|Molonglo]] || 408 || 4 || 10 || - || [[déclinaison (astronomie)|δ]]<nowiki><</nowiki>20°|| 155 || [[1978]]<ref>{{en}} [[Richard Manchester]] ''et al.'', ''The second Molonglo pulsar survey - discovery of 155 pulsars'', ''[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]'', '''185''', 409-421 (1978) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1978MNRAS.185..409M Voir en ligne].</ref>
|-
| [[Observatoire de Green Bank|Green Bank]] || 408 || 16 || 16 || - || [[déclinaison (astronomie)|δ]]<nowiki>></nowiki>20° || 23 || [[1982]]<ref>{{en}} [[M. Damashek]], ''et al.'', ''Northern Hemisphere pulsar survey - A third radio pulsar in a binary system'', ''[[Astrophysical Journal Letters]]'', '''253''', L57-L60 (1982) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1982ApJ...253L..57D Voir en ligne].</ref>
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| [[Observatoire de Green Bank|Green Bank]] || 390 || 16 || 16 || 2 || [[déclinaison (astronomie)|δ]]<nowiki><</nowiki>-18°|| 34 || [[1985]]<ref>{{en}} [[G. H. Sokes]] ''et al.'', ''A survey for short-period pulsars'', ''[[Nature (journal)|Nature]]'', '''317'', 787-788 (1985) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1985Natur.317..787S Voir en ligne (accès restreint)].</ref>{{,}}<ref>{{en}} [[R. J. Dewey]] ''et al.'', ''A search for low-luminosity pulsars'', ''[[Astrophysical Journal Letters]]'', '''294''', L25-L29 (1985) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1985ApJ...294L..25D Voir en ligne].</ref>
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| [[Observatoire de Green Bank|Green Bank]] || 390 || 8 || 2 || 3 || 3725 degrés carrés|| 20 || [[1986]]<ref>{{en}} [[G. H. Stokes]] ''et al.'', ''Results of two surveys for fast pulsars'', ''[[Astrophysical Journal]]'', '''311''', 694-700 (1986) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1986ApJ...311..694S Voir en ligne].</ref>
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| [[Observatoire de Jodrell Bank|Jodrell Bank]] || 1400 || 40 || 2 || 1 || -5°<nowiki><</nowiki>''[[longitude galactique|l]]''<nowiki><</nowiki>95°, |''[[latitude galactique|b]]''|<nowiki><</nowiki>1° et<br/> 95°<nowiki><</nowiki>''[[longitude galactique|l]]''<nowiki><</nowiki>105°, |''[[latitude galactique|b]]''|<nowiki><</nowiki>0,6°|| 40 || [[1992]]<ref>{{en}} [[T. R. Clifton]] ''et al.'', ''A high-frequency survey of the galactic plane for young and distant pulsars'', ''[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]'', '''254''', 177-184 (1992) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1992MNRAS.254..177C Voir en ligne].</ref>
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| [[Observatoire de Parkes|Parkes]] || 1500 || 80 et 320 || 0,3 et 1,2 || 2,5 et 1,0 || 270°<nowiki><</nowiki>''[[longitude galactique|l]]''<nowiki><</nowiki>20°<br/>|''[[latitude galactique|b]]''|<nowiki><</nowiki>10° || 46 || [[1992]]<ref>{{en}} [[Simon Johnston]] ''et al.'', ''A high-frequency survey of the southern Galactic plane for pulsars'', ''[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]'', '''255''', 401-411 (1992) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1992MNRAS.255..401J Voir en ligne].</ref>
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| [[Radiotélescope d'Arecibo|Arecibo]] || 430 || 10 || 0,25 || 0,2 || 9128 degrés carrés || 19 || [[1995]]<ref>{{en}} [[R. S. Foster]] ''et al.'', ''A High Galactic Latitude Pulsar Survey of the Arecibo Sky'', ''[[Astrophysical Journal]]'', '''454''', 826-830 (1995) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ApJ...454..826F Voir en ligne].</ref>
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| [[Observatoire de Parkes|Parkes]] || 436 || 32 || 0,3 || 3 || Ciel austral complet || 101 || [[1996]]<ref>{{en}} [[Richard Manchester]] ''et al.'', ''The Parkes Southern Pulsar Survey. I. Observing and data analysis systems and initial results'', ''[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]'', '''279''', 1235-1250 (1996) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1996MNRAS.279.1235M Voir en ligne].</ref>
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| [[Radiotélescope d'Arecibo|Arecibo]] || 430 || 8 || 0,25 || 0,5 || 680 degrés carrés || 12 || [[1996]]<ref>{{en}} [[Fernando Camilo]] ''et al.'', ''Princeton-Arecibo Declination-Strip Survey for Millisecond Pulsars. I'', ''[[Astrophysical Journal]]'', '''469''', 819-827 (1996) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...469..819C Voir en ligne].</ref>
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| [[Radiotélescope d'Arecibo|Arecibo]] || 430 || 8 || 0,2 et 0,3 || 0,7 || 960 degrés carrés || 12 || [[1996]]<ref>{{en}} [[P. S. Ray]] ''et al.'', ''A Survey for Millisecond Pulsars'', ''[[Astrophysical Journal]]'', '''470''', 1103-1110 (1996) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...470.1103R Voir en ligne].</ref>
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| [[Observatoire de Parkes|Parkes]] || 1374 || 96×3 || 0,125 || 0,5 || 260°<nowiki><</nowiki>''[[longitude galactique|l]]''<nowiki><</nowiki>50°<br/>5°<nowiki><</nowiki>|''[[latitude galactique|b]]''|<nowiki><</nowiki>10°|| 69 || [[2001]]<ref>{{en}} [[R. T. Edwards]] ''et al.'', ''The Swinburne intermediate-latitude pulsar survey'', ''[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]'', '''326''', 358-374 (2001) [http://adsabs.harvard.edu/abs/2001MNRAS.326..358E Voir en ligne].</ref>
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| [[Observatoire de Parkes|Parkes]] || 1374 || 96×3 || 0,25 || 0,17 || 260°<nowiki><</nowiki>''[[longitude galactique|l]]''<nowiki><</nowiki>50°<br/>|''[[latitude galactique|b]]''|<nowiki><</nowiki>5°|| 700 || [[2001]]<ref>{{en}} [[Richard Manchester]] ''et al.'', ''The Parkes multi-beam pulsar survey - I. Observing and data analysis systems, discovery and timing of 100 pulsars'', ''[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]'', '''328''', 17-35 (2001) [http://adsabs.harvard.edu/abs/2001MNRAS.328...17M Voir en ligne].</ref>, [[2002]]<ref>{{en}} [[D. J. Morris]] ''et al.'', ''The Parkes Multibeam Pulsar Survey - II. Discovery and timing of 120 pulsars'', ''[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]'', '''335''', 275-290 (2002) [http://adsabs.harvard.edu/abs/2002MNRAS.335..275M Voir en ligne].</ref>, [[2003]]<ref>{{en}} [[M. Kramer]] ''et al.'', ''The Parkes Multibeam Pulsar Survey - III. Young pulsars and the discovery and timing of 200 pulsars'', ''[[Monthly Notice of the Royal Astronomical Society]]'', '''342''', 1299-1324 (2003) [http://adsabs.harvard.edu/abs/2003MNRAS.342.1299K Voir en ligne].</ref>
|}
== Physique des pulsars ==
=== Origine de l'émission « pulsée » ===
Les impulsions observées sont produites par un rayonnement issu de l'étoile à neutrons en rotation. Du fait que le rayonnement n'est pas isotrope, la rotation de l'étoile provoque une modulation temporelle de celui-ci. L'interprétation en est que les processus de rayonnement sont liés au [[champ magnétique]] de l'étoile à neutrons, et que l'axe du champ magnétique n'est pas aligné avec son axe de rotation. Ainsi, le rayonnement, dont il semble vraisemblablement qu'il soit centré sur les pôles magnétiques de l'étoiles, est-il émis à un instant donné sous forme de deux faisceaux dans des directions opposées. Ces deux faisceuax balaient l'espace du fait de la rotation de l'étoile à neutron en décrivant un [[cône (géométrie)|cône]] d'une certaine épaisseur.
La mise en évidence a plus convaincante du scénatio ci-dessus provient de ce que l'étoile à neutrons se comporte ainsi comme un [[dipôle magnétique]] en rotation. Une telle configuration est amenée à perdre de l'[[énergie]] du fait de sa rotation, aussi la période des signaux du pulsar doit-elle s'allonger avec le temps. Ce phénomène de [[ralentissement des pulsars]] est en effet observé de façon quasi systématique dans ces objets<ref>Il existe quelques exceptions, qui peuvent se ranger dans deux classes : les pulsars compris dans des systèmes binaires sont susceptibles de voir leur rotation s'accélérer quand il captent de la matière issue de leur étoile compagnon (phénomène appelé [[accrétion]]), et une accélération apparente de la rotation des pulsar peut se produire si l'on observe le pulsar accélérer dans l'espace selon une direction orientée vers l'observateur, comme par exemple au sein de certains [[amas globulaire]]s ([[effet Shklovsky]]).</ref>. De façon plus précise, il est possible de prédire la forme exacte du ralentissement observé des pulsars. D'une part, il est possible de comparer l'âge déduit de l'observation du ralentissment avec l'âge réel du pulsar quand celui-ci est connu (comme pour le Pulsar du Crabe), d'autre part, la loi d'évolution temporelle de la période de rotation du pulsar doit dépendre d'un paramètre appelé [[indice de freinage]] dont la valeur attendue est 3. Cet indice est malheureusement assez difficile à mesurer (il ne peut être mis en évidence en quelques années que sur des pulsars jeunes), mais la valeur trouvée est souvent relativement proche de 3, quoique presque systématiquement inférieure à cette valeur. La raison de cet écart n'est pas bien connue à l'heure actuelle.
=== La population des pulsars : le diagramme « P-P point » ===
[[Image:PPdot2.png|thumb|300px|right|Représentation de l'ensemble de pulsars connus début [[2008]] dans un diagramme montrant en abscisse leur période ''P'' (exprimée en secondes) et en ordonnée leur [[ralentissement des pulsars|ralentissement]] (exprimé en seconde par seconde, soit un nombre sans dimension). Quelques types de pulsars sont représentés par divers codes de couleurs. Les pulsars ordinaires sont en rouge (+), les pulsars possédant une émission de haute énergie sont en bleu (*), parmi ceux-ci les pulsars X anormaux sont en vert (×) et les pulsars présents dans les systèmes binaires sont en violet (carrés). De façon manifeste, les différentes sous-classes de pulsars ne se répartissement pas aléatoirement dans le diagramme.]]
Le phénomène de ralentissement des pulsars provoque une lente augmentation de la période ''P'' d'un pulsar, qui est vu comme étant lentement croissante au cours du temps. Cet accroissement est traditionnellement noté <math>\dot P</math> (prononcer « ''P'' point », ou ''dot P'' en [[franglais]]), la dérivée temporelle d'une quantité physique étant en général notée avec un point surmontant ladite quantité. Le temps caractéristique avec lequel la période augmente est de l'ordre de l'âge du pulsar. Ces objets étant pour la plupart détectables pendant plusieurs millions d'années, le taux d'accroissement de la période d'un pulsar est extrêmement lent. Même si ce taux d'accroissement est relativement facile à mettre en évidence (en quelques heures d'observation seulement), il n'en demeure pas moins que les pulsars peuvent être vus comme des horloges naturelles extraoridinairement stables, dont la stabilité à long terme est comparable à celle des meilleures [[horloge atomique|horloges atomiques]] terrestres.
Le diagramme P-P point révèle plusieurs types de pulsars.
* Le gros de la population des pulsars a une période de rotation centrée sur une seconde (entre 0,2 et 2 secondes) et un ralentissement entre 10{{exp|-14}} et 10{{exp|-16}}. Ces deux chiffres illulstrent l'extrême stabilité du signal émis par un pulsar. Le temps caractéristique mis par sa période pour varier d'un facteur 2 (en supposant que la période varie linéairement avec le temps) est égal à <nowiki>P / \dot P</nowiki>, soit, avec des valeurs de 1 seconde et 10{{exp|-15}} pour la période et le ralentissement, 10{{exp|15}} secondes, soit plusieurs dizaines de millions d'années. L'amplitude du ralentissement est directement liée au [[champ magnétique]] du pulsar. Celui-ci est extrêmement élevée, essentiellement parce que lors de l'effondrement du cœur de l'étoile qui donne naissance à la supernova, le [[flux magnétique]] ''B R''{{exp|2}} est conservé, où ''B'' est le champ magnétique et ''R'' le rayon de l'étoile. ''R'' pasant d'une valeur de plusieurs dizaines de milliers de kilomètres à une dizaine de kilomètre, le champ magnétique se voit considérablement augmenté
* Certains pulsars ne sont pas uniquement observés dans le domaine radios, mais présenent une émission modulées de haute énergie, c'est-à-dire dans le domaine des [[rayon X|rayons X]] ou des [[rayon gamma|rayons gamma]]. Ces pulsar ont un ralentissement très élevé, supérieur à 10{{exp|-14}} voire 10{{exp|-10}}. La valeur élevée du ralentissement indique des objets jeunes, hypothèse compatible avec une émisison de haute énergie. Ces pulsars à émission de haute énergie se scindent en deux populations distinctes : un avec une courte période (de l'ordre de 0,1 seconde) et un ralentissement modérément élevé (entre 10{{exp|-13}} et 10{{exp|-14}}, l'autre avec une période très longue (entre 5 et 12 secondes) et un ralentissement très élevé (pouvant dépasser 10{{exp|-10}}). Cette seconde classe représente ce que l'on appelle les [[pulsar X anormal|pulsars X anormaux]] (voir ci-dessous).
* Il existe des pulsars situés dans des sustèmes binaires. Ceci n'est pas suprenant dans la mesure où la majorité des étoiles naissent dans les systèmes binaires. Une étoile a une durée de vie d'autant plus brève que sa masse est élevée. Une étoile massive, à même de produire en fin de vie une supernova puis une étoile à neutrons va ainsi laisser cette dernière en orbite autour de son compagnon. Il peut paraître surprenant qu'un système binaire survive à une explosion de supernova. Les calculs indiquent cependant que c'est le cas. Dans une telle configuration, la seconde étoile va poursuivre son évolution. Lors de celle-ci, elle va être susceptible de perdre de la masse, par exemple en raison du phénomène de [[vent stellaire]], ou lors d'une phase dite de [[géante rouge]] où son volume augmente considérablement au point qu'un partie de ses couches externes soient captées par l'étoile à neutron voisine (on parle alors d'[[accrétion]]). Dans un tel cas, la matière ainsi arrachée suit une trajectoire complexe avant de s'écraser en spiralant à la surface de l'étoile à neutrons, à laquelle elle confère le [[moment cinétique]] qu'elle a acquis. Ce phénomène provoque une accélération de la période de rotation du pulsar, qui se voit ainsi « recyclé », acquérant une nouvelle fois une période de rotation très faible, typiquement de 2 à 20 millisecondes. De tels pulsars sont appelés, pour des raisons évidentes, [[pulsar milliseconde|pulsars millisecondes]]. Leur ralentissement est par contre très faible, signe que leur champ magnétique a considérablement baissé. La raison à ce phénomène est mal connue aujourd'hui, il semble qu'elle soit intimement liée au processus d'accrétion qui recycle le pulsar.
=== Évolution des pulsars ===
Partant d'une période de rotation initiale sans doute très rapide (quelques dizaines de millisecondes, voire quelques millisecondes seulement), les pulsars ralentissent lentement. De temps en temps, on observe de très brusques quoique faibles variations de cette vitesse de rotation, un phénomène appelé [[glitch (astronomie)|glitch]]. Une interprétation de ce phénomène était que le pulsar devait régulièrement ajuster la forme de sa croûte solide du fait du ralentissement de sa rotation, la croûte devant être de plus en plus sphérique. On parle ainsi de « tremblement d'étoile », bien que le terme de « tremblement de croûte » soit plus opportun (''starquake'' ou ''crustquake'' en [[anglais]], apr analogie à ''earthquake'' qui signifie « [[tremblement de terre]] »). Cette interprétation est compatible avec les observations pour certains pulsars, mais se heurtent au comportement d'autres pulsars, notamment celui de Vela. Il est aujourd'hui établi qu'au moins pour certains pulsars, le phénomène de glitch est dû à un couplage complexe entre la croûte solide de l'étoile à neutrons et son cœur, qui est [[superfluidité|superfluide]]. Un modèle naïf décrit ainsi l'étoile à neutrons comme composé de deux couches, la croûte et le cœur, qui voient leur rotation amenée à se désolidariser brusquement avant que par viscosité les deux se synchronisent à nouveau, à l'instar d'un œuf frais auquel on imprime un mouvement de rotation. La rotation de la coquille de l'œuf, au début très rapide, ralentit à mesure que les forces visqueuse entraînent le jaune et le blanc d'œuf à la même vitesse que la coquille (au départ seule la coquille est en rotation et par conservation du [[moment cinétique]], la rotation d'ensemble de la configuration d'équilibre où tout est en rotation synchrone est plus lente que celle où seule la coquille est en rotation).
== Voir aussi ==
=== Articles connexes ===
* Types de pulsar et phénomène les produisant :
** [[Supernova à effondrement de cœur]], le processus à l'origine de la formation des pulsars
** [[Étoile à neutrons]], l'objet physique qui produit au début de sa vie le phénomène de pulsar
** [[Pulsar milliseconde]], ou pulsar recyclé, des pulsars âgés qui suite à accrétion de matière redeviennent visibles
** [[Pulsar X anormal]], des pulsars jeunes émettant de façon très intense dans le domaine des rayons X
** [[Magnétar]], les pulsars au champ magnétique le plus élevé
** [[Pulsar X]], les pulsar à émission de haute énergie
** [[Pulsar gamma]], les pulsars à l'émission de plus haute énergie
** [[Pulsar binaire]], les pulsars présent dans des systèmes binaires (les trois configurations connues étant étoile à neutron-étoile à neutrons, étoile à neutrons-naine blanche, ou étoile à neutrons-étoile ordinaire, aucun couple étoile à neutrons-trou noir n'étant conu à ce jour)
** [[Pulsar double]], configuration de deux étoiles à neutrons dont les deux membres sont observés en tant que pulsar ; un seul objet de ce type est connu à l'heure actuelle
* Quelques pulsars célèbres :
** [[PSR B1919+21]], le premier découvert
** [[PSR B0531+21]], ou Pulsar du Crabe, associé à la [[supernova historique]] [[SN 1054]]
** [[PSR B0833-45]], ou Pulsar de Vela, un autre pulsar jeune découvert tôt dans l'histoire des pulsars
** [[PSR J0633+1746]], ou Geminga, le seul pulsar aujourd'hui identifié ne présentant pas d'émission radio connue<ref>Il est probable qu'un certain nombre de sources de [[rayon gamma|rayons gamma]] aujourd'hui identifiées soient elles aussi des pulsars sans émission radio, mais leur émission gamma est aujourd'hui trop faible pour que leur caractère pulse aujourd'hui mis en évidence.</ref>
** [[PSR B1257+12]], le astre autour duquel une [[planète extrasolaire]] fut découverte
** [[PSR B1937+21]], le premier pulsar milliseconde
** [[PSR B1913+16]], le premier pulsar binaire
** [[PSR J0737-3039]], le premier pulsar double
** Voir aussi [[Liste de pulsars notables]]
* Termes techniques associés :
** [[Désignation des pulsars]]
** [[Ralentissement des pulsars]]
** [[Âge caractéristique]]
** [[Âge cinématique]]
** [[Indice de freinage]]
** [[Parallaxe chronométrique]]
** [[Effet Shklovski]]
** [[Bruit chronométrique]]
** [[Glitch (astronomie)]]
** [[Luminosité de ralentissement]]
** [[Mesure de dispersion]]
** [[Mesure de rotation]]
* Plus spécifiquement lié au signal radio lui-même :
** [[Pulse (astronomie)]]
** [[Sous pulse]]
** [[Dérive de pulse]]
** [[Annulation de pulse]]
** [[Pulse géant]]
** [[Paramètre d'activité]]
** [[Microstructure]]
* Quelques acteurs de l'étude des pulsars
** [[Jocelyn Bell Burnell]] et [[Antony Hewish]], les découvreurs
** [[Franco Pacini]] et [[Thomas Gold]], les théoriciens en ayant donné la description correcte
** [[Francis Graham-Smith]]
** [[Victoria Kaspi]]
** [[Andrew G. Lyne]]
** [[Russell Alan Hulse]] et [[Joseph Hooton Taylor]]
** [[Richard Manchester]]
** [[Aleksander Wolszczan]]
* Les principaux observatoire ayant découvert des pulsars :
** [[Mullard Radio Astronomy Observatory]]
** [[Observatoire d'Arecibo]]
** [[Observatoire de Parkes]]
** [[Observatoire de Jodrell Bank]]
** [[Observatoire de Molonglo]]
** [[Observatoire de Green Bank]]
=== Liens externes ===
* {{en}} [http://www.atnf.csiro.au/research/pulsar/psrcat/ Catalogue des pulsars], maintenu par l<nowiki>'</nowiki>''[[Australia Telescope National Facility]]''
* {{en}} [http://www.jb.man.ac.uk/research/pulsar/Education/ Page dédiée aus pulsars] sur le site de l'[[observatoire de Jodrell Bank]], avec notamment :
** {{en}} [http://www.jb.man.ac.uk/~pulsar/Education/Sounds/sounds.html Le « son » des pulsars], retranscription en terme de son du signal radio périodique de certains pulsars connus
* {{en}} [http://www.naic.edu/~pulsar/ Page sur les pulsars], sur le site du [[radiotélescope d'Arecibo]]
== Notes ==
<references/>
{{Etoile}}
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[[Catégorie:Pulsar|*]]
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