Mise à jour le 17 Janvier 2012
                                                                                                                                                    
     
CONFÉRENCE de Fabrice MOTTEZ
Astrophysicien Observatoire de Paris LUTh
Directeur de recherche CNRS
" PULSARS ET ÉTOILES À NEUTRONS"
Organisée par la SAF
Dans ses locaux, 3 rue Beethoven, Paris XVI
 
Le Samedi 14 Janvier 2012 à 15H00 
à l'occasion de la réunion de la Commission de Cosmologie.
 
Photos : JPM pour l'ambiance. (les photos avec plus de résolution peuvent m'être demandées directement)
Les photos des slides sont de la présentation de l'auteur. Voir les crédits des autres photos si nécessaire
(Le conférencier a eu la gentillesse de nous donner sa présentation complète (en pdf) elle est disponible sur le site de la SAF et également disponible sur ma liaison ftp au téléchargement et s'appelle. Mottez-pulsars_SAF_2012.pdf elle est dans le dossier COSMOLOGIE SAF de la saison 2011-2012,).
Ceux qui n'ont pas les mots de passe doivent me contacter avant.
Pour info les actualités cosmo présentées ce jour là sont aussi disponibles sur le site de la commission.
 
 
 
BREF COMPTE RENDU
 
La présentation de l’auteur étant disponible au téléchargement, le compte rendu sera succinct.
 
Nouvelle disposition des chaises pour permettre au plus grand nombre de suivre la conférence plus agréablement !
 
 
 
Fabrice Mottez est astrophysicien au LUTh (Laboratoire Univers et Théories) à l’Observatoire de Paris Meudon.
 
Il a appartenu précédemment au LPP (Laboratoire de Physique des Plasmas).
 
Il a aussi écrit récemment un livre sur les soit disant catastrophes prévues pour 2012 et en a tiré un article qui vient de paraître dans la revue l’Astronomie de Janvier 2012 qu’il nous montre sur cette photo.
 
Mais cet après midi il nous parle de son sujet de prédilection, les pulsars et les étoiles à neutrons.
 
 
 
 
 
 
LE GRAND VIDE DE L’ATOME ET L’EXTRÊME DENSITÉ DU NOYAU
 
Fabrice Mottez commence sa conférence en nous parlant du grand vide de l’atome, ce qui a pour conséquence une énorme densité du noyau de celui-ci.
 
Et de nous citer quelques images :
Si l’atome avait la taille de la Tour Eiffel, le noyau serait…………….une coccinelle!
De même, si on grossissait un atome d’Hydrogène, mille milliards de fois (109) :
·        Le noyau (proton) aurait une taille de 1mm et une masse de 1,7 millions de tonnes
·        L’électron aurait une taille inférieure à 1 micron et une masse de 900 tonnes !
·        Cet électron tournerait dans un volume (vide) de 100m de diamètre.
 
Tout ceci pour nous faire toucher du doigt les densités énormes mises en jeu au niveau nucléaire.
Et la question qui en découle pour les astronomes : existerait-il des étoiles aussi denses que les noyaux atomiques ?
 
Baade et Zwicky imaginèrent en 1934 une nouvelle forme d’étoile composée de neutrons qui seraient l’étape ultime de l’évolution stellaire.
 
Un peu plus tard, Richard Tolman, Robert Oppenheimer et George Volkof (on dira T.O.V.) mettent au point les équations des conditions d’équilibre de telles étoiles à neutrons :
 
 
La 1ère équation relie la masse et la densité de l’étoile.
La deuxième exprime la force gravitationnelle j relativiste.
La troisième représente l’équilibre entre les forces de gravitation et de pression. (équation d’état).
 
Ces trois scientifiques calculent les modèles d’équilibre de telles étoiles, ils trouvent une masse de l’ordre de la masse du Soleil, mais un rayon de l’ordre de 20km !! ce qui confirment les hypothèses de Zwicky et Baade.
 
Mais ils ne sont pas pris au sérieux, car de tels astres seraient impossible à détecter avec les moyens de l’époque.
 
Au début des années 1960, une idée est émise : la source d’énergie de la nébuleuse du Crabe serait une étoile à neutrons en rotation rapide.
 
 
LA DÉCOUVERTE DES PULSARS.
 
Mais la révolution arrive, au milieu des années 1960, l’Université de Cambridge lance un programme pour détecter des quasars en observation radio. C’est Anthony Hewish qui est le chef du projet avec son étudiante Jocelyn Bell.
 
Celle-ci quelques mois après le début des mesures (le 6 Août 1967) découvre ce qui va devenir le premier pulsar radio (CP 1919 période ultra stable 1,337sec), on envisagea même une source extra terrestre, c’est la raison pour laquelle on écrivit sur les enregistrements tout d’abord lgm (little green men : petits hommes verts). Les observations sont publiées dans la revue Nature.
C’est son patron qui aura le Prix Nobel !!!
 
 
 
La régularité des pulsations prouve que c’est une rotation d’étoile ; la rapidité des pulsations laisse à penser que c’est un petit objet, naine blanche ou étoile à neutrons.
 
 
En quelques mois on va découvrir de nouveaux pulsars.
 
 
En étudiant la période de ceux-ci, on remarque qu’il en existe deux groupes principaux :

·        Les pulsars lents (de l’ordre de la seconde) les plus importants et
·        Les pulsars rapides (millisecondes) comme le Crabe ou Vela.
 
En mesurant la vitesse de rotation des pulsars, on constate que celle-ci diminue (peu) mais de façon constante. De temps en temps, on remarque aussi que la vitesse augmente de façon discontinue. (glitch !).
 
 
 
 
 
On pense que les pulsars rapides sont jeunes, les lents, plus vieux.
 
On imagine aussi que plus le pulsar est jeune et plus il ralentit vite.
 
Ce phénomène de ralentissement des pulsars provoque une lente augmentation de la période P du pulsar au cours du temps, cela est noté par les spécialistes par la lettre P point (dot P en anglais) et donne naissance au diagramme P-P point.
Le taux d’accroissement de la période des pulsars est extrêmement lent à l’échelle humaine. Ce ralentissement est dû à la perte d’énergie du pulsar par émission de rayonnement.
 
Que remarque-t-on sur ce diagramme (en vertical le ralentissement) :
·        La plupart des pulsars (période autour de la seconde) ont un ralentissement entre 10-14 et 10-16 (ralentissement d’un facteur 2 en quelques millions d’années !)
·        Certains pulsars sont très rapides (milliseconde) avec un ralentissement très faible (10-20)
 
 
 
 
 
 
 
 
QUELLE EST L’ORIGINE DES PULSATIONS DES PULSARS ?
 
 
Ce ne peut être que l’oscillation d’une étoile très petite (genre étoile à neutrons ou naine blanche) qui tourne sur elle même très rapidement qui donne naissance à des émissions si rapides..
En effet, à la suite de l’effondrement d’une étoile massive, sa taille diminuant drastiquement, son moment cinétique (ou angulaire) est augmenté dans les mêmes proportions (conservation du moment cinétique) ; pensez à la patineuse qui rapproche ses bras pour tourner de plus en plus vite. Cette rotation rapide est accompagnée d’un intense champ magnétique.
 
Le pulsar du Crabe est affecté d’une période de 33ms, cela tend à prouver que c’est une étoile à neutrons, ce fut une grande avancée.
 
 
 
 
Le champ magnétique des pulsars est énorme.
 
Comme on s’en rend compte à l’aide de cette diapo.
Pourquoi une telle valeur? C’est la conservation du flux magnétique.
 
 
Le plasma se contractant lors de l’effondrement de l’étoile, la champ magnétique associé à ce plasma accroît son intensité.
 
 
Ce champ magnétique n’est généralement pas aligné avec l’axe de rotation de l’étoile.
 
 
 
 
 
 
 
Il y a aussi perte d’énergie dans la rotation du pulsar, ce qui allonge sa période.
 
On le remarque sur le diagramme ci-contre, appelé diagramme P-Bs.
 
Il représente le champ magnétique (Bs) en vertical et la période en horizontal de pulsars de notre Galaxie.
 
On note que plus le champ magnétique est fort, et plus lent est le pulsar.
Exception : les pulsars doubles (ceux entourés d’un cercle).
 
 
 
 
 
 
 
 
 
LA MAGNÉTOSPHÈRE DES PULSARS.
 
 
Les particules suivent les lignes de champ magnétique.
 
Elles sont émises dans un cône axé sur B.
Si la particule est lente le cône est très ouvert, si elle est rapide, il est plus fermé.
 
L’axe de rotation est vertical, l’axe du champ magnétique est incliné (axe B).
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Les émissions des pulsars : elles peuvent être dans toutes les longueurs d’onde :
Par exemple le Crabe émet en tout : radio, visible, X, gamma  etc.. ; mais certains pulsars n’émettent qu’en radio, d’autres n’émettent qu’en gamma comme Geminga.
 
 
 
 
LES PULSARS CONNUS.
 
 
Il y a plus de 1300 pulsars répertoriés, dont 73 sont des systèmes binaires et 90 des rapides (des millisecondes).
 
La plupart sont dans notre galaxie, sauf quelques uns dans les nuages de Magellan
 
Le plus rapide :      PSR B937 +21  de 1,56ms.
Le plus lent :         J2144-3933  de 8,5sec.
Le plus proche :     PSR B0950 +08 à 120pc.
 
À ce propos quelle est la nomenclature des pulsars ?
Diverses notations ont été utilisées au cours du temps.
Le premier style de notation était de mettre deux lettres représentant le lieu de l’observation : CP pour Cambridge, JP pour Jodrell Bank, AP pour Arecibo etc..
Cela fut ensuite unifié en PSR suivi de l’ascension droite et de la déclinaison comme par exemple PSR 1919+21.
Mais à l’époque de la découverte des pulsars, le système de coordonnées équatoriales était celui démarrant en 1950 et était noté B1950.0, maintenant on est passé à J2000.0 on y ajoute bien entendu l’ascension droite et maintenant la déclinaison en degré et minutes pour éviter toute confusion, donc on précise la lettre B pour la première époque et J pour la plus récente, par exemple :
J2144-3933  (signifie AD : 21H44 D : -39°33’).
 
 
On peut aussi se poser la question : les étoiles à neutrons sont-elles toutes des pulsars?
 
Quand un pulsar vieillit, sa rotation ralentit, mais on n’observe pas de pulsars lents ou très lent, il y a donc une zone appelée cimetière des pulsars (graveyard) et marquée par la ligne de mort (death line en rouge sur le graphique), si on se reporte au diagramme du ralentissement précédent, plus haut, au chapitre découverte des pulsars.
En dessous de cette ligne, il y a des étoiles à neutrons mais elles ne pulsent plus, ce ne sont plus des pulsars, donc toutes les étoiles à neutrons ne sont pas (ou plus ?) des pulsars.
 
Les pulsars ont favorisé l’étude plus poussée des étoiles à neutrons.
 
 
LES ÉTOILES À NEUTRONS.
 
Ce sont les objets les plus denses de l’Univers. Mais leur équation d’état est mal connue.
 
 
 
On imagine leur structure comme sur le schéma ci-contre.
 
De l’extérieur vers l’intérieur :
·        Une croûte de Fer de quelques km
·        Des neutrons et des protons
·        Le noyau avec quarks
 
Tout ceci est quand même sujet à caution.
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Peut être une nouvelle catégorie d’étoiles encore plus étrange : les étoiles à quarks !
 
C’est la nouvelle cible des astrophysiciens !
 
 
 
 
 
POUR ALLER PLUS LOIN.
 
Les pulsars, CR de la conférence à l’UNESCO de Jocelyn Bell.
 
The pulsars’magnetospheres par F Mottez, présentation pdf.
 
Les étoiles à neutrons par F Mottez, présentation pdf.
 
Les étoiles à neutrons chez nos amis d’Astropolis.
 
Gravitational Field of Relativistic Stars par Max Camenzind (Heidelberg).
 
Neutron Star Equations of State par James M. Lattimer (Stony Brook University). Complexe mais intéressant.
 
Les objets compacts par E Gourgoulhon du LUTh. À lire.
 
Étoiles à neutrons et trous noirs par E Gourgoulhon du LUTH, très bon.
 
Objets compacts par Ph Grandclément du LUTh, très intéressant travail qui parle aussi des étoiles à neutrons au chapitre 5.
 
Les pulsars chez Cosmovisions.
 
Populating the Galaxy with pulsars I: stellar & binary evolution par Paul D. Kiel et al.
 
Les étoiles à neutrons par N Rumiano.
 
 
 
Bon ciel à tous
 
Jean Pierre MartinSAF Président de la Commission de Cosmologie
www.planetastronomy.com
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