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.

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.

Depuis 2006, le groupe Astroparticules joue un rôle central dans les recherches de pulsars émetteurs de rayons gamma du GeV.

    CENBG_ASTRO_PulsarCartoon

    Croquis d’un pulsar

      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 création 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.

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

          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.

          CENBG_ASTRO_PulsarPhase

          Profils pulsés de PSR J0248+6021

            PULSARS MILISECONDE

            Les pulsars milliseconde diffèrent des pulsars standard du fait de leur plus faible période, donc de leur plus grande vitesse de rotation. Des 2300 pulsars recensés sur WVU MSP list, 226 ont leur période inférieure à 30 ms, ce qui peut constituer une limite séparant les populations standard et milliseconde.

            A l’origine, on pense que ces objets sont des pulsars normaux en orbite autour d’une étoile compagnon. Dans une telle situation, il peut y avoir transfert de matière du compagnon vers le pulsar, celui-ci récupérant par la même occasion du moment cinétique (lié à la vitesse de rotation) ce qui provoque son accélération, parfois jusqu’à des périodes de rotation très faibles (1,4 ms pour PSR J1748-2446ad). Pendant cette phase d’accrétion de matière, des rayons X sont générés par la chute de matière vers le pulsar ; on parle alors de « binaires à rayons X » (X-Ray Binaries). Ce stade est une étape importante dans la formation de pulsars milliseconde. Deux cas peuvent se présenter suivant la masse du compagnon. Pour de faibles masses, le transfert de matière se fait lentement et conduit à un pulsar milliseconde de très faible période, accompagné d’une étoile de type « naine blanche ». Dans le cas d’un compagnon avec une masse importante, celui-ci peut exploser en supernova, ce qui conduit à un système double d’étoiles à neutrons. Ces observations sont confirmées par le fait que 90 % des pulsars milliseconde connus ont un compagnon, tandis que moins d’un pourcent des pulsars normaux sont dans en système binaire.

            CENBG_ASTRO_MSP_artiste

            Vue d’artiste d’un pulsar dans un système binaire

              Le premier pulsar milliseconde découvert par Fermi. Nous ne pensions pas qu’il y en aurait autant !

              Bien que les pulsars milliseconde représentent moins de 10 % des pulsars connus, ils constituent la moitié des pulsars détectés à ce jour comme émetteurs de rayons X. Pourtant, seul un pulsar milliseconde, PSR J0218+4232, a été détecté aux énergies supérieures, les rayons γ, par le satellite EGRET. On s’attend cependant à observer de nombreux pulsars milliseconde dans ces courtes longueurs d’onde grâce au satellite Fermi.

              Ci-dessous, notre premier MSP en gammas (voir http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ…699.1171A). La belle statistique en ce plot vient après 3 ans de données, que nous avons publié dans le catalog 2PC.

              CENBG_ASTRO_psrj0030_0451_2pc_lc

              Phasogramme J0034+0451

                Recherche d’ondes gravitationnelles :

                Si on peut suivre une vingtaine de MSPs bien distribués sur le ciel pendant plusieurs années et avec une précision de l’ordre de 100 ns, on devrait pouvoir détecter des ondes gravitationnelles de basse fréquence. Plus de 70 nouveaux MSPs radio ont été découvert aux positions de sources gamma qui n’étaient pas identifiées. Comme le LAT balaie le ciel entier en permanence, ces MSPs sont bien plus éloignés du plan galactique que ceux connus avant Fermi (les surveys radio ont favorisé le plan). Donc… Fermi aide réellement à la recherche d’ondes gravitationnelles.

                PULSARS NORMAUX

                Les pulsars dits « normaux » sont des étoiles à neutrons en rotation fortement magnétisées. Pendant la phase de supernova, l’étoile massive d’origine passe de quelques millions de kilomètres de rayons à une dizaine. La conservation du moment angulaire conduit à une rotation rapide de l’étoile sur elle-même, à l’image d’un patineur qui accélère en repliant les bras sur lui-même. De même, le champ magnétique intense provient de la conservation du flux magnétique. Ces deux caractéristiques de l’astre couplées à l’environnement spatial, conduit à la création d’un faisceau électromagnétique qui balaye l’espace. La rotation du pulsar fait que l’on observe un signal périodique depuis la Terre. L’analogie avec un phare marin est raisonnable.

                CENBG | Blocs optiques du calorimètre de SuperNEMO

                Distribution spectrale en énergie de PSR J0248+6021

                  Les télescopes n’observent pas directement le pulsar, mais son faisceau dans différents domaines d’énergie : radio, optique, X et gamma (domaine du satellite Fermi). Cette observable permet aux chercheurs de déduire la physique de cet astre particulier (âge, vitesse de rotation, population…) et de son environnement.

                  CENBG | Blocs optiques du calorimètre de SuperNEMO

                  Intensité des pulsars à 1400 MHz (radio) en fonction de leur distance.

                    Voici un spectre de pulsar typique. La grande majorité des sources gamma sont des blazars, et ils ont un spectre en loi de puissance (une droite dans cette représentation), qui décroit avec énérgie croissante. Il en est de même pour les SNR et les PWN. L’exception notable, ce sont les pulsars : au début de la gamme en énergie couverte par le LAT, le spectre monte. Et puis.. coupure vers quelques GeV. La forme de la coupure est exponentielle. C’est grâce à cette ’signature’ qui distingue les pulsars des autres types de source gamma que nous avons pu identifier parmi les milliers de sources non-identifiées celles qui étaient probablement des pulsars auparavant inconnus. Les recherches de périodicité dans les gamma autour de ces sources ont amené à la découverte d’un cinquantaine de pulsars nouveaux. La plupart sont indétectables en radio ! (’radio quiet’). Et les recherches en radio sur ces sources non-identifiées ont aussi donné lieu à la découverte de 70 nouveaux MSP radio.