Données observationnelles

Succession périodique de pulses. Un pulsar radio se caractérise par une émission périodique avec une période de grande stabilité. Un exemple de signal détecté est donné sur la gure 2.1. L'amplitude et la forme du pulse peuvent varier d'un pulse à l'autre, comme le montre la gure 2.2. Ces variations sont dues à l'aspect hautement variable de la structure émettrice (la magnétosphère du pulsar, voir section 2.1.3). Toutefois, en moyennant ces pulses sur un grande nombre de périodes, de l'ordre d'une centaine au moins, on obtient un pulse moyen très stable (Lorimer & Kramer, 2005;Cognard,2011). Ce pulse moyen est une caractéristique propre à chaque pulsar (voir Fig.2.2).

Le pulsar de J. Bell et A. Hewish présente une période P d'environ 1,337 s (voir Fig.2.1). Parmi les pulsars les plus étudiés, on compte le pulsar du Crabe (PSR B0531+21), découvert dans la nébuleuse du Crabe (voir Fig.1.4), et le pulsar de Vela (PSR B0833−45), situé dans la constellation des Voiles. Les périodes respectives de ces pulsars sont 33 ms et

Figure 2.1  Première détection d'un pulsar radio. Enregistrement du signal émis par le pulsar PSR B1919+21 (anciennement nommé CP 1919, pour Cambridge Pulsar) découvert par J. Bell, datant du 28 novembre 1967. La courbe du haut représente l'évo-lution du signal radio (observé à 81,5 MHz) en fonction du temps. Une augmentation de la puissance reçue (un pulse) est associée à un pic orienté vers le bas. La seconde ligne correspond à une échelle de temps de 20 s. La période du pulsar est d'environ 1,337 s. Figure tirée de Hewish (1975).

Figure 2.2  Variabilité des pulses et pulses moyens. Gauche : Pulses successifs reçus depuis le pulsar PSR B1919+21, à 318 MHz. Le temps augmente de la gauche vers la droite et du bas vers le haut. On note la grande variabilité du prol des pulses individuels. Pour l'anecdote, cette gure, extraite de la thèse de H. Craft (1970), a été utilisée comme couverture de l'album Unknown Pleasures du groupe post-punk Joy Divi-sion. Droite : Pulses moyens correspondants à quatre pulsars diérents. Le pulse moyen du pulsar PSR B1919+21 est représenté en bas. Figure adaptée deLyne & Rickett(1968).

Figure 2.3  Évolution de la forme du pulse en fonction de la bande spectrale. Prol du pulse du pulsar du Crabe observé sur deux périodes, du domaine radio (en haut à gauche) au domaine du GeV (en bas à droite). Figure tirée deAbdo et al. (2010).

89 ms. Jusqu'à présent les périodes des pulsars qu'on a pu mesurées s'étendent de 1,40 ms pour PSR J1748−2446ad (Hessels et al., 2006) à 11,79 s pour PSR J1841−0456 (Dib &

Kaspi,2014), voir section 1.1.3.

Stabilité de la période. Il est possible de mesurer très précisément la période P d'un pulsar car on dispose d'un nombre très élevé de périodes. Cela permet d'accéder à la dérivée de cette période au cours du temps, ˙P = dP/ dt (voir annexeA). On constate alors que la plupart des pulsars ralentissent ( ˙P > 0). Toutefois, les valeurs mesurées de ˙P sont extrêmement faibles : elles s'étendent de 10−21 à 10−10 (voir Fig. 2.6). Nous verrons dans la section2.2 que la donnée de P et ˙P permet de mettre en évidence diérents types de pulsars. Dans quelques cas, la précision est tellement élevée que l'on peut également mesurer la dérivée seconde ¨P. En général, ¨P est négative : la période des pulsars augmente donc de moins en moins vite. Ainsi, pour les pulsars du Crabe et de Vela, on obtient res-pectivement ¨P =−2, 7 × 10−24 s−1 (Wong et al.,2001) et ¨P =−7, 6 × 10−26 s−1 (Dodson

et al., 2007). La grande précision de ces mesures et leur confrontation à certains

mo-dèles théoriques permettent d'obtenir des renseignements importants sur la physique des pulsars.

Émission aux diérentes longueurs d'onde. Bien que les premiers pulsars aient été détectés en radio, on observe désormais de nombreux pulsars dans les domaines visible, X et même γ. La gure2.3 montre l'évolution du prol du pulse du pulsar du Crabe, de l'optique aux rayons γ de haute énergie, par rapport au pulse observé en radio. Si la

période détectée est bien la même dans chaque bande spectrale, on observe une grande variation de la forme du pulse avec la longueur d'onde. Cela suggère un mécanisme de rayonnement très complexe, invoquant éventuellement la présence de diérentes régions d'émission.

Dispersion en fréquence. Outre les eets spectraux intrinsèques que l'on vient de mentionner, les signaux émis par un pulsar sont aectés par un phénomène de dispersion lié à la propagation dans le milieu interstellaire ionisé (Lorimer & Kramer,2005;Cognard,

2011). Cette dispersion, qui n'est observée que dans le domaine radio, est due à la présence d'électrons libres dans le milieu traversé. Elle se caractérise par un retard dans l'arrivée des pulses, inversement proportionnel au carré de la fréquence à laquelle est faite l'observation, comme le montre la gure 2.4. À partir de l'analyse de ces retards dispersifs, on peut en déduire une grandeur appelée mesure de dispersion, DM, que l'on dénit par

DM = Z L

0

n_e(l)dl, (2.1)

où L est la distance entre le pulsar et l'observateur et ne(l)est la densité locale d'électrons dans le milieu interstellaire. En déterminant la mesure de dispersion DM de pulsars proches, dont on a mesuré la distance par une méthode indépendante (par parallaxe, par exemple), on peut déduire une valeur moyenne de la densité d'électrons libres dans le milieu interstellaire, ¯ne ∼ 0, 03 cm−3 (Ables & Manchester, 1976). Cela permet alors d'estimer la distance de pulsars plus lointains en déterminant leur DM. Par exemple, la mesure de dispersion associée au pulsar du Crabe, DM ' 57 cm−3.pc, conduit à une distance de l'ordre de 2 kpc (voir la base de données ATNF), en très bon accord avec la distance de la nébuleuse du Crabe mesurée par l'analyse de son mouvement propre et de sa vitesse radiale (voir Trimble (1973), par exemple). Toutefois, il faut garder à l'esprit que les distances déterminées par cette méthode peuvent être relativement imprécises. En eet, la mesure de dispersion du pulsar de Vela, DM ' 68 cm−3.pc (Dodson et al.,

2007), suggérerait une distance bien supérieure à celle mesurée par parallaxe : L ' 287 pc

(Caraveo et al.,2001; Dodson et al.,2003). Cette diérence s'explique par une densité en

électrons très élevée dans la direction de Vela (¯ne ∼ 0, 2 cm−3), probablement due à la présence de nuages ionisés sur la ligne de visée (Caraveo et al., 2001). Pour disposer de mesures précises de distance à partir de la mesure de dispersion, il est donc indispensable de développer des techniques plus sophistiquées, basées sur des modèles de distribution des électrons dans le milieu interstellaire (voir Yao et al. (2017), par exemple).