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Pulsars

En 1967 à l’université de Cambridge, une étudiante du nom de Jocelyn Bell au hasard de ses observations des radiosources de notre univers, détecte une source qui émet de façon très régulière des impulsions radios. Elle vient de détecter le premier pulsar, une étoile à neutrons en rotation. Cet astre a la particularité d’être très dense et de tourner très rapidement sur lui-même. Aujourd’hui, plus de 2300 pulsars ont été observés. La quasi totalité sont localisés dans notre galaxie "la Voie Lactée" et se regroupe en deux familles : les pulsars normaux et les pulsars milliseconde. Ces deux groupes se distinguent par leur vitesse de rotation :

  • à leur naissance, la période de rotation est de quelques dizaines de millisecondes. Ce sont les pulsars "jeunes". A force de rayonner, ils ralentissent (’freinage électromagnétique’) et, arrivés à des périodes de ’seulement’ une ou deux secondes (ça dépend de l’intensité de leur champ magnétique), le rayonnement cesse. La Galaxie contient des dizaines de milliers de pulsars ’morts’, c’est à dire, des étoiles à neutrons qu’on ne voit pas.
  • les pulsars ’milliseconde’ sont ’recyclés’. Ils tournent 10 à 20 fois plus vite que les jeunes ! Un pulsar se recycle s’il se trouve dans un système binaire avec une étoile lui déverse sa masse, et surtout, son mouvement de rotation, sur l’étoile à neutrons. Du coup, sa vitesse d’accélération augmente. Même avec un champ magnétique faible, ça rayonne fort. Meme en gammas ! Ce qu’on ne savait pas avant Fermi.

Le dessin décrit les éléments principaux d’un pulsar. Les éléments principaux d’un pulsar : le point noir au centre est l’étoile à neutrons, moins de 30 km en diamètre. Le cylindre montre la distance à laquelle un objet en co-rotation atteindrait la vitesse de la lumière. L’axe du dipôle magnétique de l’étoile à neutrons n’est pas forcément alignée avec celle de la rotation — on la voit en biais sur le dessin. Quand les lignes de champ du dipole croisent le cylindre de lumière, elles sont coupées, ce qui permet la creation d’immenses potentiels électriques qui accélèrent des électrons et positrons. Ces électrons rayonnent aux longueurs d’onde radio et gamma. Un vent d’électrons s’échappent, emportant de l’énergie de rotation et, si le système n’est pas trop ancien, alimentant une éventuelle nébuleuse.

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Croquis d’un pulsar

Depuis 2006, le groupe Astroparticules joue un rôle central dans les recherches de pulsars émetteurs de rayons gamma du GeV. Nous avons organisé la chronométrie systématique des pulsars susceptibles d’être vus avec le LAT (Smith, Guillemot, et al, A&A 492, 923, 2008) et ce « consortium » mondial de radioastronomes continue à travailler de près avec l’équipe Fermi. Les tests des horloges GPS du satellite que nous avons conçu et exécuté ont révélé une défaillance qui a pu être corrigé avant le lancement ABDO09a.

Le logiciel « standard » de calcul des phases de rotation des pulsars émane de notre équipe au solarium du CENBG (thèse Guillemot, septembre 2009). Mis ensemble, ces contributions ont amené à une des découvertes phares de la mission Fermi : les pulsars milliseconde (MSPs) sont, pour la plupart, des émetteurs de gamma au GeV ABDO09b (rédigé au CENBG, avec 164 citations). Dans son mémoire d’habilitation (décembre 2010), Denis Dumora a démontré que la caractérisation de la population des MSPs aurait été complètement faussée sans nos tests des horloges. A ce jour, Fermi a découvert presque 200 nouveaux pulsars gamma, 20 fois plus que son prédécesseur, EGRET sur le satellite CGRO. Nous maintenons à jour la liste des pulsars vu en gamma à ce lien.

La vingtaine d’articles « pulsars gamma » que nous avons rédigés au CENBG couvrent différents aspects des observations et des analyses possibles. Ci-après, quelques illustrations.

La 1ère étape a été de comparer les résultats d’EGRET avec les observations du LAT, et de les approfondir. Notre étude du premier pulsar gamma connu qui ne rayonne pas de façon détectable en radio, « Geminga », ABDO10b (Abdo et al, ApJ 720, 272, 2010) était remarquable par la finesse de sa spectroscopie découpée en phase de rotation. Nous avons étudié trois pulsars radio d’EGRET dans le même esprit ABDO10c (Abdo et al, ApJ 720, 26, 2010). L’étude du pulsar et de la nébuleuse du Crabe ABDO10d (Abdo et al. 2010, ApJ, 708, 1254), un papier phare, ainsi que le premier nouveau pulsar gamma vu par le LAT, PSR J2021+3651 ABDO09c (Abdo et al. 2009, ApJ, 700, 1059), ont été également réalisés au CENBG. D’autres découvertes en gamma de pulsars jeunes ont été publiés par Damien Parent pendant sa thèse, qui a inclus une validation des performances du LAT et une méthode pour évaluer les incertitudes systématiques de spectres qui a été adoptée par la collaboration par la suite.

Dans THEU11 nous avons exploité ces profils pour contraindre la géométrie du pulsar (orientation des axes de rotation et magnétique par rapport à la ligne de visée à la Terre). Nous avons aussi étudié en détail la distance du pulsar, nécessaire à la connaissance de sa luminosité intrinsèque. Le pulsar PSR J0248+6021 (voir la figure) a été découvert au radiotélescope de Nançay à la fin des années 1990 mais a été peu valorisé avant la découverte de son émission au GeV. En plus des différentes bandes en énergie gamma, on y voit le profil radio à trois fréquences, avec l’intensité de la composante polarisée, ainsi que l’évolution de la direction de la polarisation radio en fonction de la phase de rotation (PA = Position Angle). Extrait de THEU11.

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Profils pulsés de PSR J0248+6021

La Figure de la luminosité gamma en fonction de la puissance de freinage des pulsars est une mise à jour (oct 2014) de celle apparue dans le « 2ème catalogue de pulsars gamma », piloté par le CENBG, "2PC". (Et idem pour une version précédente dans "1PC".) Pour les 117 pulsars retenus pour le catalogue, la figure montre l’évolution de la luminosité gamma en fonction de la puissance de freinage. Les modèles d’émission gamma doivent prédire les profils et les spectres de pulsars de façon cohérente, prédictions qui doivent être confrontées non seulement à quelques objets choisis, mais à la population des étoiles à neutrons, issues des étoiles massives. Le catalogue de pulsars fournit, pour la première fois, le constat observationnel auquel les modèles doivent s’adhérer.

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Luminosité des pulsars gamma en fonction de leur puissance de freinage.

Une autre percée inattendue de Fermi était la découverte d’une soixantaine de pulsars milliseconde radio aux positions de sources gamma non-identifiées. Cela accroît de 50% le nombre connu depuis 1981, malgré 30 ans de surveys radio : les nouveaux MSPs radio de Fermi sont en dehors du plan galactique, et donc loin des zones couvertes par les surveys. Nançay, avec le CENBG, a eu une belle part de ces découvertes (COGN11, GUIL12).

La thèse de Xian Hou, soutenue en 2013, visait à discriminer entre les différentes équations d’état théoriques des étoiles à neutron, par une contrainte de leurs moments d’inertie, en comparant la luminosité observée des pulsars gamma avec la puissance de freinage. Les résultats sont en HOU14.

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