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26 mars 2015 4 26 /03 /mars /2015 16:24

Cet article de Madame Yaël Nazé a été préalablement publié dans la revue  L’Astronomie en juin 2014.

Les pulsars ont été découverts grâce à leur émission radio variant périodiquement et l’on sait aujourd’hui qu’ils pulsent aussi dans d’autres domaines, comme les rayons X ou gamma. En fait ils émettent de la lumière dans un faisceau étroit qui balaie l’espace quand ils tournent (lire l’Astronomie, numéro 55, novembre 2012, p. 20) si la Terre se trouve alors dans la bonne direction, elle voit un point du ciel clignoter régulièrement, - un phare céleste - qui en fait une horloge quasi parfaite.

Incroyable mais vrai

Vous ne me croyez pas ? Prenons PSR  J037- 4715. La période de ce pulsar au nom poétique a été mesurée. Elle vaut 5,757 451 831 072 007 ms à 0,000 000 000 000 008 ms près ! Soit une précision de 8 attosecondes, ou une précision relative d’un millionième de milliardième ! S’il s’agissait de mesurer une taille cela équivaudrait à mesurer le diamètre de la Terre à 20 nanomètres près soit 5 000 fois plus fin que l’épaisseur d’un cheveu !

Evidemment une précision aussi extraordinaire ne vient pas en un jour … Tout d’abord il faut bien choisir son pulsar. Les jeunes pulsars tout juste nés d’une explosion de supernova, sont plutôt turbulents et instables : Leur période change parfois brusquement suite à des réajustements internes… Pour avoir de la précision, il vaut mieux se tourner vers les vénérables anciens, mais pas n’importe lesquels : les vieux rajeunis. Il s’agit de pulsars ayant un compagnon stellaire qu’ils cannibalisent. Le transfert de matière provoque une accélération de la rotation du pulsar, jusqu’à atteindre des rotations prenant seulement quelques millisecondes. Ces pulsars sont dits rajeunis car la rotation ralentit naturellement avec l’âge, et ils sont très stables, même lorsqu’on les observe sur des décennies : ils peuvent donc servir de repère temporel.

Après avoir choisi sa cible, il faut l’observer, l’observer et encore l’observer avec la meilleure précision possible. Après avoir enregistré des millions de clignotements ou « pulses » (impulsions en français) on peut déterminer leur profil moyen qui s’avère assez stable pour un pulsar donné. On choisit alors un évènement particulier comme repère, par exemple l’augmentation brusque du signal marquant le démarrage de l’impulsion. On mesure alors grâce à des horloges atomiques, le temps d’arrivée au télescope de ces évènements lors de chaque campagne d’observation. Pour une impulsion individuelle, la précision de mesure peut valoir jusqu’à une microseconde - cela semble bien éloigné de l’exactitude temporelle mentionnée plus haut – mais il ne faut pas oublier que l’on fait en pratique la moyenne d’un énorme nombre d’observations : on utilise des centaines, voire des milliers d’impulsions pour déterminer leur forme stable, et on regarde en plus des observations réparties sur des décennies, un pulsar avec une période de 5 ms effectue plus de 60 milliards de rotations que l’on peut numéroter une par une sans se tromper !

Enfin, il faut corriger ces temps d’arrivée car malheureusement, il se passe pas mal de choses entre l’émission de la lumière par le pulsar et l’enregistrement sur Terre. Par exemple, le signal radio du pulsar traverse le milieu interstellaire ionisé, la bulle de vent solaire dans lequel se trouve notre planète, et les couches atmosphériques, notamment l’ionosphère. Tout cela provoque un certain délai qu’il faut éliminer. Il y a aussi des problèmes bassement pratiques : les horloges atomiques sont imparfaites, même si leur précision atteint au moins la femtoseconde (10-11 s). Du coup, les mesures venant de différents observatoires (ce qui est inévitable car il est impossible d’observer en continu un objet depuis un seul endroit sur Terre)  seront un peu décalées les unes par rapport aux autres, et celles provenant du  même observatoire mais pas enregistrées le même jour peuvent aussi être légèrement décalées...

Problème supplémentaire : pulsar et Système Solaire tournent dans la Galaxie mais pas au même rythme. Du coup, la distance entre eux change, provoquant un décalage progressif des temps d’arrivée des impulsions. Pire encore : la Terre n’est pas vraiment le centre du système solaire. Du coup, on se trouve parfois devant ce centre vu depuis le pulsar : le trajet est alors plus court que six mois plus tard, lorsque la Terre se trouve dans la situation inverse. Ce changement continu dû aux mouvements de la Terre est embêtant, et l’on préfère naturellement se positionner dans un repère plus stable. Toutefois, ce petit changement peut paraître négligeable au vu des distances en jeu. Mais s’il n’a que 150 millions de kilomètres entre le centre du Système Solaire et nous, contre des milliers voire des millions de milliards entre le Système Solaire et les pulsars, ces 150 millions de kilomètres correspondent à un délai de… huit minutes pour les signaux lumineux ! Huit minutes en plus ou en moins lorsque l’on cherche à atteindre une précision de l’ordre de l’attoseconde, c’est évidemment énorme. Il faut donc corriger soigneusement les temps d’arrivée de notre mouvement dans le Système Solaire, pour nous remettre dans un repère lié à son centre. Enfin le signal radio du pulsar se baladant dans le Système Solaire se déplace dans un espace-temps courbé par les masses des planètes et du Soleil. Cela provoque un délai supplémentaire appelé délai de Shapiro.

Toutes ces corrections semblent insurmontables. Pas de panique, toutefois : Ces délais possèdent des signatures typiques différentes les unes des autres. Même si la valeur de ces corrections n’est pas connue a priori, on peut la déterminer simplement en regardant les données ! En effet, si l’on se trompe de valeur, les temps d’arrivée des données mal corrigées vont subitement se mettre à osciller au fil du temps, à augmenter subitement ou à adopter un comportement bizarre mais facilement attribuable à l’une ou à l’autre des causes évoquée ci-dessus. En fait, on peut même en profiter pour améliorer la connaissance des coordonnées du pulsar ou… des éphémérides du Système Solaire ! En effet, si la correction « de remise au centre » est mal faite, c’est qu’on a mal déterminé le centre du Système Solaire. Sa position dépend des masses en jeu : celle du Soleil, bien sûr, mais aussi celles des planètes. En analysant les signaux du pulsar, on peut ainsi déterminer la masse des planètes à un dix-milliardième de masse solaire (soit un trente millième de masse terrestre) près – c’est-à-dire mieux que les premières déterminations utilisant les trajectoires des sondes Pionner ou Voyager !

Ça sert à quoi ?

On possède alors des mesures précises des temps d’arrivée de chaque impulsion, et après ? Eh bien après, il reste des choses intéressantes

Par exemple, il arrive que l’impulsion arrive tantôt un peu trop tôt, tantôt un peu trop tard par rapport à ce qui était prévu.  Pourquoi ? Tout simplement parce que le signal n’est pas émis depuis un point fixe : Le pulsar est en fait en orbite autour du centre de son système. Ce système peut être composé du pulsar et d’une autre étoile à neutrons, ou du pulsar et d’une exoplanète ! C’est d’ailleurs grâce à cette technique que l’on repéra les trois premières exoplanètes en 1992 autour de PSR B1257 + 12 (et quelques autres depuis voir sur exoplanet.eu: La plus petite avait une masse de deux fois la Lune, et les deux autres de quatre fois la Terre. Elles figurent aujourd’hui encore parmi les plus petites exoplanètes connues. Quant à la première observation d’un pulsar accompagné d’un compagnon étoile à neutron, elle fut tout aussi révolutionnaire ! En effet, on remarqua rapidement que les deux objets se rapprochaient l’un de l’autre, l’orbite se resserrait petit à petit. Ce phénomène a priori étrange marque tout simplement une perte d’énergie du système : ce phénomène prédit par la relativité générale est dû à l’émission d’ondes gravitationnelles par le système, et le taux théorique correspond parfaitement au taux observé. Cette exceptionnelle découverte valut d’ailleurs le Nobel de physique en 1993 à ses deux « pères », Hulse et Taylor (1).

Et ce n’est pas fini, une nouvelle révolution se profile à l’horizon. Divers projets s’échinent à tenter de de mesurer directement les ondes gravitationnelles (la détection mentionnée ci-dessus étant évidemment indirecte puisqu’on n’a pas mesuré les ondes elles-mêmes). LIGO VIRGO ou LISA n’ont pas encore touché au but, malgré des années de travaux préparatoires. Leur machinerie complexe pourrait se faire doubler par une idée intéressante : observer un ensemble de pulsars !

L’idée, proposée à la fin des années 1970 est simple. Elle ressemble au départ aux projets « classiques » : observer la déformation d’un « bras » de longueur donnée à cause du passage d’une onde gravitationnelle. Cependant, cette fois-ci, le « bras » en question ne relie pas deux satellites (comme pour LISA) ou deux stations terrestres peu éloignées (comme pour LIGO ou VIRGO). Non, cette fois, on travaille sur une échelle céleste : les extrémités du bras sont le système solaire d’une part, et le pulsar de l’autre ! L’observation est a priori peu complexe, si les impulsions n’arrivent pas à l’heure c’est tout simplement que l’espace-temps a subi une modification due au passage d’une onde gravitationnelle. Evidemment, si l’on observe qu’un seul pulsar, on pourrait confondre ce signal avec l’une ou l’autre des perturbations à corriger. Mais si l’on observe plusieurs pulsars, alors les problèmes disparaissent : les corrections des problèmes d’horloges seront les mêmes quel que soit le pulsar, par exemple, alors que le signal gravitationnel dépendra bien sûr de la direction dans laquelle  il a été émis !

Plusieurs projets ont ainsi vu le jour : EPTA (European Pulse Timing Array) utilise les radiotélescopes de Nançay, dEffelsberg, de Westerbork, de Jodrell Bank et de Sardaigne ;  PPTA (Parkes Pulsar Timing Array) utilise, comme son nom l’indique le radiotélescope de Parkes ; et NanoGrav utilise les radiotélescopes de Green Bank et d’Arecibo. Les trois projets collaborent au sein de l’IPTA (International Pulsar Timing Array). Ils observent chacun une vingtaine de pulsar soit une quarantaine de pulsars en tout (certains étant observés par plusieurs équipes). Le rythme est soutenu : une observation toutes les trois semaines environ pendant au moins cinq ans. Cela demande donc pas mal de temps : ainsi, 10 % des observations d’Arecibo et 20 % de celles de Green Bank sont consacrées aux projets NanoGrav, 30 % de celles de Nançay à l’EPTA…

Le résultat vaut évidemment la chandelle. Les espoirs ne sont d’ailleurs pas vains, puisque les observations actuelles permettent déjà d’exclure la présence d’un couple de trous noirs supermassifs jumeaux au centre de notre Galaxie, et de rejeter la proposition d’un système similaire dans la galaxie 3 C66B. Le but avoué est de détecter bientôt les fusions lointaines de trous noirs supermassifs, ou le fond cosmologique d’ondes gravitationnelles ou encore de contraindre certaines théories de cordes cosmiques ou de modèle de supercordes. Et même s’ils espèrent leur faire de l’ombre, ces projets « pulsarisés » s’avèrent complémentaires des autres LISA/LIGOVIRGO), car ils « tâtent » les ondes gravitationnelles de plus basses fréquences (du nanohertz au microhertz).  

Il ne reste donc qu’à attendre. La patience constitue l’ingrédient principal de ces projets. La première étape en cours, est d’améliorer les éphémérides de ces cibles, toutes ne sont pas (encore) aussi bien connues que le fameux PSR J0437- 4715 cité plus haut. Une fois la précision atteinte, alors on pourra commencer à détecter ces ondes, s’il en passe une dans la bonne direction. Patience, on devrait avoir des résultats d’ici moins de 10 ans.

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(1) A noter que le délai de Shapiro se produit ici aussi, cette fois pas à cause du Soleil ou d’une planète de notre Système Solaire, mais à cause du champ gravitationnel du compagnon.

Madame Yaël Nazé est rattachée au Groupe de Physique des Hautes Energies à l’Université de Liège (voir ici son site).

Cet article est paru dans le numéro de Juin 2014 de la revue L’Astronomie p. 30 à 35, revue mensuelle publiée par la Société Astronomique de France Tous nos remerciement vont à Madame Janet Borg, rédactrice en chef de L'Astronomie qui a bien voulu en autoriser la reproduction.

Notons que l’article initial comportait quelques illustrations qu’il n’a pas été possible de reproduire ici. Elles portaient notamment sur la variation du barycentre du système solaire, sur la variation du temps d’arrivée des pulsations en fonction de la position de la Terre dans le Système Solaire et sur la sensibilité des différents programmes d’études (les  PTA, Pulse Timing Array). 

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Published by Yaël Nazé - dans Physique
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