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Envisagée sur le plan purement théorique dès 1933 par l’Allemand Walter Baade et le Suisse Fritz Zwicky, l’existence des étoiles à neutrons ne fut réellement prise au sérieux qu’une trentaine d’années plus tard avec la découverte des pulsars.
En 1967, les astrophysiciens anglais Jocelyn Bell et Anthony Hewish étudiaient l’effet du milieu interplanétaire sur la propagation des ondes radio et découvrirent par hasard une source, PSR 1919+21, qui émettait des impulsions radio de façon très régulière. Très rapidement d’autres radioastronomes mirent en évidence l’existence de très nombreuses sources similaires.
Ces sources se caractérisaient toutes par des pulsations très rapides, de période comprise entre quelques millisecondes et quelques secondes, et surtout une régularité extrême, la période étant stables avec une précision relative du millième de milliardième.
La nature des pulsars
Imaginer un corps ou un phénomène capable de donner lieu à des signaux périodiques avec une telle rapidité et précision relevait du casse-tête. Après avoir éliminé la possibilité d’une civilisation extraterrestre ou celle de simples parasites, la solution la plus plausible était de considérer un corps en rotation très rapide. Si celui-ci émettait un rayonnement dans un faisceau étroit, la situation pouvait être comparée à celle d’un phare marin : les pulsations s’expliquaient comme le passage périodique du faisceau dans la direction de la Terre.
Un pulsar : deux faisceaux très étroits d’ondes radio sont émis par les pôles magnétiques de l’étoile à neutrons. Sous l’effet de la rotation de celle-ci, les faisceaux balayent deux minces zones du ciel. Si la Terre se trouve par hasard dans la région balayée, elle reçoit à chaque tour une bouffée d’ondes radio. Crédit : O. Esslinger
La rapidité de la rotation ne pouvait s’accommoder que d’un corps très petit car une étoile normale qui tournerait à cette vitesse se disloquerait rapidement sous l’effet de la force centrifuge.
Les étoiles à neutrons, proposées longtemps auparavant d’un point de vue théorique, apparurent alors comme les meilleures candidates. Cette idée fut rapidement confirmé en 1968 par la découverte d’un pulsar au sein de la nébuleuse du Crabe, ce qui mettait clairement en évidence le lien entre résidu de supernova et pulsar. De nos jours, l’identité entre les deux objets ne fait guère de doute, la compréhension des mécanismes d’émission ayant beaucoup progressé.
Des variations avec le temps
Notons encore que même si le rayonnement d’un pulsar est très stable, il varie légèrement au cours du temps. Pour émettre un rayonnement, il faut une source d’énergie. Pour un pulsar, c’est la rotation de l’étoile à neutrons qui sert de source. Mais puisqu’il y a perte d’énergie par rayonnement, la vitesse de rotation doit lentement diminuer.
C’est bien ce que l’on observe. La vitesse de rotation des pulsars baisse avec en moyenne une variation relative de l’ordre d’un millionième par an. Dans le cas des pulsars jeunes comme celui du Crabe la variation est plus forte, de l’ordre d’un millionième par jour.
De temps en temps, cette lente évolution est perturbée par des changements brusques de la période. Ceux-ci s’interprètent comme le résultat de réajustements de la structure interne de l’étoile à neutrons. Par conservation du moment angulaire, un léger changement dans la taille ou dans la répartition de la matière doit s’accompagner d’une perturbation de la rotation.
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