Dernière mise à jour 29 septembre 2024

Pulsar : Un Cœur Stellaire Qui Bat

Pulsars : Etoiles à Neutrons en Rotation

Un pulsar est une étoile à neutrons en rotation rapide, résultant de l’effondrement gravitationnel d’une étoile massive en fin de vie. Son noyau extrêmement dense, constitué essentiellement de neutrons dégénérés, génère un champ magnétique intense et émet un rayonnement électromagnétique périodique détecté sous forme de pulsations. Ces signaux, souvent dans la gamme radio, font penser à un phare cosmique tournant avec une précision remarquable.

N.B. : Sous les conditions extrêmes de pression et de densité dans un pulsar, la matière neutronique devient un fluide dégénéré extrêmement dense. Les interactions nucléaires fortes favorisent certains états d’énergie, ce qui peut induire un alignement partiel ou global des spins des neutrons, produisant ainsi une aimantation macroscopique.

Structure physique d’un pulsar

Un pulsar est un objet compact de masse typique entre 1,4 et 2 masses solaires, mais réduit à un rayon d’environ 10 à 15 km. Sa densité moyenne dépasse \(10^{17} \, \mathrm{kg/m^3}\), comparable à la densité nucléaire. La pression neutronique dégage la force contrebalançant la gravité, stabilisant ainsi l’étoile à neutrons.

Le champ magnétique peut atteindre \(10^8\) à \(10^{11}\) Tesla, soit des milliards de fois plus intense que celui de la Terre. Ce champ magnétique est incliné par rapport à l’axe de rotation, ce qui cause l’émission pulsée perçue sur Terre.

Mécanisme d’émission et rotation

Le modèle standard décrit le pulsar comme une source émettant des faisceaux électromagnétiques aux pôles magnétiques. La rotation rapide, avec des périodes allant de quelques millisecondes à quelques secondes, induit une périodicité dans la réception des signaux.

La conservation du moment cinétique explique la rotation rapide : lors de l’effondrement de l’étoile initiale, son rayon diminue drastiquement, et la vitesse angulaire augmente d’après la relation \(\omega = \frac{L}{I}\) où \(L\) est le moment cinétique conservé et \(I\) le moment d’inertie de l’étoile à neutrons.

Cette rotation est freinée progressivement par la radiation électromagnétique et le vent de particules, ce qui provoque une augmentation lente mais mesurable de la période de rotation.

Paramètres physiques et observations

Les observations mesurent la période \(P\), sa dérivée temporelle \(\dot{P}\), et permettent de déduire la perte d’énergie de rotation \(\dot{E}\) liée à l’émission électromagnétique. Ces paramètres renseignent sur l’âge caractéristique du pulsar et son champ magnétique de surface estimé par la formule classique : \( B \approx 3.2 \times 10^{15} \sqrt{P \dot{P}} \quad \mathrm{Tesla} \)

où \(P\) est en secondes et \(\dot{P}\) sans dimension (variation par seconde).

Tableau comparatif des caractéristiques physiques des pulsars

Caractéristiques physiques typiques des pulsars
Paramètre	Ordre de grandeur	Unité	Description physique
Masse	1,4 – 2	Masses solaires (M☉)	Masque gravitationnel compact de l’étoile à neutrons
Rayon	10 – 15	km	Rayon typique de l’étoile à neutrons
Densité moyenne	~ \(10^{17}\)	kg/m³	Densité comparable à la matière nucléaire
Champ magnétique	10^8 – 10^{11}	Tesla	Intensité du champ magnétique de surface
Période de rotation	1,4 ms – quelques s	secondes	Temps entre deux pulses détectés
Taux de ralentissement \(\dot{P}\)	10^{-21} – 10^{-12}	s/s	Variation temporelle de la période due au freinage

Source : NRAO - The Pulsar Handbook et Kaspi et al., Astrophysical Journal, 2004.

Les Pulsars : Laboratoires Naturels

Les pulsars sont des laboratoires naturels uniques pour étudier la physique extrême : matière dense, magnétisme intense, relativité générale. Leur signal périodique, d’une précision comparable aux meilleures horloges atomiques, permet des tests fondamentaux en physique, y compris la détection d’ondes gravitationnelles et la mesure de la matière dans des conditions inaccessibles en laboratoire terrestre.