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Varia

De l’hypothèse d’étoiles aussi denses que les noyaux atomiques à la découverte fortuite des pulsars

Chasing neutron stars
Nicolas Chamel
p. 160-167

Résumés

L’identification des naines blanches en tant qu’étoiles extrêmement compactes au début du XXe siècle amena les astrophysiciens à s’interroger sur le destin des étoiles massives. Imprégnés par le développement spectaculaire de la mécanique quantique puis de la physique nucléaire, ils postulèrent l’existence d’astres aussi denses que les noyaux atomiques et composés principalement de neutrons. Activement traquées comme sources de rayons X, ces étoiles à neutrons furent finalement découvertes de manière fortuite sous la forme de pulsars radio à la fin des années 1960. Les étoiles à neutrons font aujourd’hui encore l’objet de nombreuses recherches.

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Texte intégral

De la découverte des naines blanches à l’hypothèse des étoiles à neutrons

La question du devenir des étoiles massives

1Au début du XXe siècle, l’astrophysique stellaire fut ébranlée par la découverte de naines blanches, des étoiles très chaudes et pourtant très peu lumineuses (à ce sujet, le lecteur pourra consulter l’ouvrage très complet d’Arthur Miller [1] ou celui de Jean-Pierre Luminet [2]). Leur étude spectroscopique révélait des astres extrêmement compacts.

Sirius A et Sirius B

Sirius A et Sirius B

© NASA/ESA/H. Bond et M. Barstow
http://hubblesite.org/​newscenter/​archive/​releases/​2005/​36/​image/​a/​

2Au cours des années 1930 dans l’effervescence du développement de la mécanique quantique, les travaux d’un jeune étudiant indien talentueux, Subrahmanyan Chandrasekhar, avaient abouti à la conclusion révolutionnaire qu’une naine blanche dont la masse excédait une certaine masse limite, appelée la masse de Chandrasekhar, devait s’effondrer inexorablement sur elle-même en un point de densité infinie. Le célèbre astronome britannique Sir Arthur Eddington, qui avait jeté les bases de l’astrophysique stellaire quelques années auparavant, jugeait ce scénario « absurde ». Les calculs de Chandrasekhar supposaient que la compression de la matière finirait par arracher les électrons des atomes et que seule l’agitation de ces électrons libres contribuait à la pression. Or, d’après la théorie de la relativité restreinte d’Einstein, aucune particule ne peut se déplacer plus vite que la lumière, ce qui a pour effet de limiter la pression des électrons à très haute densité et par conséquent de réduire leur résistance à l’effondrement gravitationnel de l’étoile. Mais que se passerait-il si les noyaux atomiques eux-mêmes étaient écrasés les uns contre les autres ? Pourraient-ils résister à leur désagrégation de manière à éviter l’implosion des étoiles les plus massives ? Si tel était le cas, l’Univers devrait abriter des astres encore plus denses que les naines blanches.

Naines blanches

Lorsqu’une étoile peu massive comme le Soleil s’est entièrement consumée, son cœur s’effondre sur lui-même tandis que ses couches externes sont éjectées dans le milieu interstellaire formant de resplendissantes nébuleuses planétaires. Le résidu de l’étoile est une naine blanche : un astre de taille comparable à celle de la Terre mais aussi massif que le Soleil. La matière au sein d’une naine blanche est environ un million de fois plus dense que la matière ordinaire. La première naine blanche fut découverte par le célèbre astronome William Herschel en 1783 mais la véritable nature de cette étoile ne sera dévoilée qu’au début du XXe siècle.

Spéculations sur des étoiles encore plus denses que les naines blanches

3Déjà en 1926, le physicien britannique Ralph Fowler, qui fut le premier à appliquer la mécanique quantique pour calculer la structure d’une naine blanche, spéculait sur la possibilité qu’il existe dans la nature de la matière aussi dense que les noyaux atomiques. « Leurs volumes sont peut-être 10-14 fois ceux des atomes correspondants de telle sorte que des densités jusqu’à 1014 fois celles des matériaux terrestres ne soient pas impossibles. » [3] La cohésion d’un astre aussi dense serait assurée par des effets purement quantiques, telle « une molécule géante dans son état quantique fondamental », du moins pour des astres dont la masse n’excède pas une certaine limite. Entre les mois de février et mars 1931 à Copenhague, le physicien soviétique Lev Landau évoqua avec le physicien danois Niels Bohr (un des pères fondateurs de la mécanique quantique et lauréat du prix Nobel en 1922) et le physicien belge Léon Rosenfeld de la possible existence d’étoiles au sein desquelles la matière serait si comprimée que les noyaux atomiques fusionneraient pour ne former plus qu’un seul noyau gigantesque. Landau ne publiera les résultats de ces discussions qu’un an plus tard en février 1932 [4], soit au moment de l’annonce de la découverte du neutron par James Chadwick. Cette coïncidence de date fera dire plus tard à Rosenfeld [5] que Landau avait envisagé des astres composés principalement de neutrons.

L’hypothèse d’étoiles à neutrons comme résidus de supernovæ

4En réalité, le concept d'« étoiles à neutrons » fut proposé pour la première fois par le physicien suisse Fritz Zwicky et l’astronome allemand Wilhelm Baade en décembre 1933 lors d’une réunion de la Société américaine de physique à l’université de Stanford. Zwicky était un truculent personnage qui possédait l’art d’échafauder des idées toutes les plus extravagantes les unes que les autres. Il avait aussi la réputation d’avoir un caractère exécrable. Il n’hésitait pas à traiter ses collègues avec le plus grand mépris. Très peu étaient ceux qui étaient prêts à prendre au sérieux ce physicien excentrique. À l’inverse, Baade était un astronome réputé. Zwicky et Baade travaillaient alors sur les « supernovæ » (un terme qu’ils avaient forgé en 1931), des étoiles très lointaines qui devenaient subitement aussi lumineuses que toutes les étoiles de la Galaxie réunies. Dans le bref résumé de leur communication publié en 1934, ils conclurent par cette phrase qui allait devenir célèbre quelques décennies plus tard : « nous avançons le point de vue que les supernovæ représentent des transitions entre des étoiles ordinaires et des étoiles à neutrons, qui dans leur état final sont constituées de neutrons extrêmement tassés » [6]. C’est sans doute Baade qui jugea bon d’ajouter en préambule « sous toutes réserves ».

La théorie des étoiles à neutrons

Un cœur de neutrons comme source d’énergie des étoiles ?

  • 1 Massachusetts institute of technology.

5Dès le mois de mai 1931, les physiciens américains Langer et Rosen au MIT1 spéculèrent sur l’existence d’un cœur de neutrons à l’intérieur des naines blanches [7]. En 1937, Landau suggéra que les étoiles ordinaires pourraient puiser leur énergie de l’accrétion de matière sur un cœur de neutrons [8]. Cette possibilité fut également évoquée indépendamment par le physicien George Gamow [9]. Néanmoins ce dernier restait convaincu que des réactions thermonucléaires fournissaient la principale source d’énergie des étoiles. Une dizaine d’années auparavant, il avait montré que la mécanique quantique pouvait permettre à des particules d’un noyau de s’en échapper. Il comprit que les noyaux dans le cœur chaud des étoiles pouvaient fusionner par le même type d’effet, libérant ainsi une quantité colossale d’énergie. Cependant les détails de ces processus nucléaires ne seront élucidés qu’en 1938 par le physicien Hans Bethe. La même année à l’université de Berkeley en Californie, le physicien américain Robert Oppenheimer et son post-doctorant Robert Serber publièrent un commentaire critique sur la théorie de Landau [10]. Celui-ci avait évalué la masse minimale que devait avoir un cœur de neutrons pour être stable à l’intérieur des étoiles. Mais il avait négligé les forces nucléaires. Oppenheimer et Serber montrèrent que Landau avait fortement sous-estimé la masse du cœur de neutrons. De plus, ce cœur de neutrons serait entouré d’une région où la matière serait dégénérée comme dans une naine blanche. Si une étoile comme le Soleil abritait un tel cœur de neutrons, elle serait presque entièrement constituée de matière dégénérée. Or le modèle d’Eddington, qui supposait les étoiles formées d’un gaz parfait, expliquait très bien les observations astronomiques. La théorie de Landau ne permettait donc pas de résoudre la question de l’origine de l’énergie des étoiles, du moins des étoiles peu massives comme le Soleil. Mais Oppenheimer et Serber ignorèrent que l’article de Landau était une tentative désespérée pour échapper aux purges staliniennes. Malgré le soutien de Niels Bohr, il fut arrêté par la police politique le 28 avril 1938. Accusé injustement d’espionnage au profit de l’Allemagne nazie, il fut jeté en prison. Il ne fut libéré qu’un an plus tard grâce à l’intervention de Piotr Kapitza (lauréat du prix Nobel de physique en 1978 pour ses travaux sur la superfluidité) auprès de Staline et de Molotov.

Les premiers calculs de la structure d’une étoile à neutrons

6Les calculs d’Oppenheimer et de Serber excluaient la présence d’un cœur de neutrons dans les étoiles ordinaires, mais se pouvait-il qu’il existe des étoiles à neutrons en tant que telles comme le proposait Zwicky ? En août 1938, ce dernier envoya une note à la revue Astrophysical Journal, dans laquelle il estimait la masse maximale d’une étoile à neutrons à environ 30 fois la masse du Soleil [11]. Une étoile à neutrons est si compacte que sa modélisation nécessite l’application de la théorie de la relativité générale d’Einstein. Zwicky s’appuya sur la solution des équations d’Einstein qu’avait trouvée le physicien Karl Schwarzschild entre 1915 et 1916 dans le cas (non physique) d’une étoile sphérique incompressible. En septembre, Bethe suggéra qu’une étoile massive ayant consumé son combustible nucléaire s’effondrerait sur elle-même jusqu’à la formation d’un cœur de neutrons, sa cohésion étant assurée par la pression de dégénérescence des neutrons (l’article de Bethe ne sera néanmoins publié qu’en mars de l’année suivante). En novembre de la même année, Gamow précisa qu’une étoile pourrait engendrer un cœur de neutrons si sa masse excède la masse limite de Chandrasekhar (environ une fois et demi la masse du Soleil). Il s’appuya sur les travaux de T. E. Sterne publiés en 1933 qui montrèrent qu’en écrasant suffisamment la matière, les électrons finiraient pas être capturés par les noyaux et transformés en neutrons [12]. Chandrasekhar évoqua le même scénario lors d’une conférence à Paris en juillet 1939. De son côté, Oppenheimer confia à son étudiant en thèse George Volkoff le calcul de la masse maximale d’un cœur de neutrons. Guidé par Richard Tolman, un des meilleurs experts en relativité générale et en cosmologie à Caltech, Volkoff obtint les équations différentielles décrivant un astre sphérique (d’après Gordon Baym, ces équations auraient été déduites indépendamment par Chandrasekhar et John von Neumann dès 1934). Volkoff résolut numériquement ces équations. À l’époque, les forces nucléaires restaient très mal connues. Oppenheimer et Volkoff décidèrent de les ignorer. La masse maximale d’un cœur de neutrons stable qu’ils obtinrent s’avéra être environ la moitié de la masse de Chandrasekhar. Ces travaux, qui furent publiés en février 1939 [13], impliquaient qu’une étoile massive en fin de vie ne formerait pas un cœur de neutrons stable comme l’avait supposé Bethe, mais s’effondrerait inéluctablement sur elle-même. Autrement dit, les « étoiles à neutrons » de Zwicky devenaient des objets purement académiques. Dans le même temps Tolman publia un article dans lequel il présenta une série de solutions analytiques des équations d’Einstein qui permirent de mieux comprendre l’origine de la masse limite. Dans leur article, Oppenheimer et Volkoff citèrent les articles de Landau, mais ne firent aucune mention de ceux de Zwicky. Ce dernier travaillait à Caltech comme Tolman mais Oppenheimer ne jugea pas opportun de le rencontrer (Zwicky avait pourtant discuté avec Tolman quelques mois auparavant comme l’atteste la note qu’il envoya à la revue Astrophysical Journal [11]). Trois mois plus tard, Zwicky publia à son tour un article sur les étoiles à neutrons [14] sans aucune référence à Oppenheimer. Dans la première partie de son article, Zwicky discutait de la masse maximale d’une étoile à neutrons mais seulement dans le cas déjà étudié d’une étoile incompressible. Dans la seconde partie, Zwicky traitait des conséquences astrophysiques des étoiles à neutrons, notamment du décalage vers le rouge de la lumière émise à la surface de l’étoile du fait de son intense champ gravitationnel.

Robert Serber (left), J. Robert Oppenheimer (right)

©New York Times

Mécanique quantique et étoiles compactes

La matière au cœur d’une étoile compacte est si comprimée qu’elle ne peut plus être décrite par la mécanique classique comme les étoiles ordinaires. En 1926, le physicien Ralph Fowler fut le premier à appliquer à l’étude des naines blanches la toute nouvelle mécanique quantique dont l’un des pères fondateurs, Paul Dirac, fut l’un de ses propres étudiants. En raison du principe d’exclusion de Pauli formulé en 1925, deux particules identiques ne peuvent occuper le même état quantique. Cela se traduit par une sorte d’agitation quantique des particules qui subsiste à température nulle. La pression résultante est d’autant plus grande que la densité est élevée. La matière est alors dans un état dit "dégénéré". C’est cette pression quantique qui assure la cohésion des naines blanches et des étoiles à neutrons, du moins tant que la masse de l’étoile n’excède pas une certaine masse limite.

Le développement de la physique nucléaire et le calcul de l’équation d’état de la matière à très haute densité

La neutronisation de la matière dense

7Durant la Seconde Guerre mondiale, de nombreux physiciens de premier plan dirigés par Oppenheimer participèrent au projet Manhattan pour le développement de la bombe atomique. Les progrès spectaculaires qui furent réalisés en physique nucléaire permirent des avancées significatives dans l’étude de l’effondrement des étoiles. Dans les années 1946-1947, le physicien hollandais Gale Bruno van Albada entreprit la première étude détaillée de la composition de la matière comprimée à des densités extrêmement élevées [15]. Il montra en particulier que les noyaux deviennent de plus en plus riches en neutrons à mesure que le taux de compression de la matière augmente. Il établit également que cette neutronisation de la matière conduit à l’apparition d’un gaz de neutrons au sein duquel baignent des électrons et des noyaux lorsque la masse volumique atteint environ 5x1011 g/cm3.

Le concept de matière froide catalysée

8Vers la fin des années 1950, le physicien John Archibald Wheeler de l’université de Princeton aux États-Unis introduisit le concept de « matière froide parfaitement catalysée au stade final de l’évolution thermonucléaire ». Son but était de comprendre quel est l’état final d’une étoile qui se serait entièrement consumée et qui se serait refroidie jusqu’à atteindre un état d’équilibre thermodynamique au zéro absolu de la température. Wheeler demanda à son étudiant B. Kent Harrison de calculer la pression de cette « matière froide catalysée » en fonction de la masse volumique. Jusqu’à environ 104 g/cm3, cette matière est constituée de fer. Au-delà, la matière est si comprimée que les électrons sont arrachés des atomes. Pour des masses volumiques supérieures à 106 g/cm3, les électrons atteignent des vitesses proches de la vitesse de la lumière. Les électrons sont alors si tassés sur les noyaux qu’ils en modifient leur composition via des processus électrofaibles. Un gaz de neutrons apparaît à environ 3x1011 g/cm3. Lorsque la masse volumique atteint environ 5x1012 g/cm3, la pression est principalement fournie par le gaz de neutrons. Pour des masses volumiques encore plus élevées, Wheeler et Harrison supposèrent que les noyaux sont complètement broyés et que la matière est alors formée d’un mélange de neutrons, protons et électrons sans interactions. Wheeler confia à un étudiant japonais, Masami Wakano, le calcul de la structure d’un astre composé uniquement de « matière froide catalysée » à partir des équations d’Einstein. Ils purent ainsi décrire dans un même cadre théorique des astres aussi différents qu’une planète composée de fer, une naine blanche et une étoile à neutrons. Ils prouvèrent qu’il n’existe aucun astre stable ayant une masse volumique centrale intermédiaire entre celle d’une naine blanche et celle d’une étoile à neutrons. Leurs calculs démontraient également que la masse volumique ne devient jamais infinie au centre d’une naine blanche, contrairement aux résultats obtenus par Chandrasekhar qui n’avait pas pris en compte la neutronisation de la matière (l’astrophysicien français Evry Schatzman était déjà parvenu à la même conclusion deux années plus tôt). La masse maximale d’une étoile à neutrons qu’ils obtinrent étaient légèrement inférieure à celle d’Oppenheimer en raison de la présence de protons et d’électrons dans le cœur de l’étoile. Wheeler présenta les résultats de ses travaux lors du onzième Conseil de physique Solvay à l’université libre de Bruxelles en juin 1958 [16]. Oppenheimer était également présent. La question du devenir des étoiles massives fut l’objet d’un vif débat. Contrairement à Oppenheimer, Wheeler était convaincu qu’une étoile massive ne pourrait jamais s’effondrer sur elle-même en un point de densité infinie. Même en l’absence d’éjection de masse, Wheeler pensait que la compression de la matière engendrerait un rayonnement qui, en s’échappant de l’étoile, réduirait ainsi sa masse en dessous de la masse limite (en raison de l’équivalence entre masse et énergie selon la célèbre équation d’Einstein E=mc2).

Les premières équations d’état réalistes

9Une étape décisive fut franchie en 1959 par l’astrophysicien canadien Alastair G. W. Cameron qui souligna l’importance des forces nucléaires dans le calcul de la structure d’une étoile à neutrons [17]. Il montra en particulier que les forces entre des neutrons tassés les uns sur les autres sont si répulsives qu’elles augmentent la masse maximale d’une étoile à neutrons à environ deux fois la masse du Soleil (une valeur très proche des modèles actuels), c’est-à-dire au-delà de la masse de Chandrasekhar. Une étoile à neutrons pouvait donc bien se former par l’effondrement d’une étoile ordinaire suffisamment massive (dont la masse est supérieure à la masse de Chandrasekhar mais inférieure à environ deux fois la masse du Soleil), comme l’avaient prédit Baade et Zwicky. Ce scénario fut confirmé dans les années suivantes par des simulations sur ordinateur de l’implosion d’une étoile. Ces simulations, conduites notamment par des physiciens américains et indépendamment par des physiciens soviétiques, montraient en outre que les étoiles les plus massives se contractaient inexorablement jusqu’à former une singularité, comme l’avait pressenti Oppenheimer. Wheeler fut finalement convaincu et popularisa le terme de « trou noir » pour désigner ces nouveaux objets (lire à ce sujet le récit passionnant de Kip Thorne [18]).

La détection de mystérieuses sources de rayons X

Les balbutiements de l’astronomie X

10Vers la fin des années 1940, un groupe de scientifiques américains conduit par Herbert Friedman découvrit que le Soleil est une source de rayons X, à l’aide d’instruments scientifiques installés sur des fusées V-2 construites par les nazis et récupérées par l’armée américaine à la fin de la Seconde Guerre mondiale. Ces expériences montrèrent également que la plupart de ces rayons X sont absorbés par l’atmosphère. Vers la fin des années 1950, un programme de recherches fut lancé aux États-Unis sous l’impulsion notamment de Riccardo Giacconi afin d’observer le ciel en rayons X [19]. Des fusées bardées de détecteurs de plus en plus sophistiqués furent envoyées dans l’espace au cours des années 1960. La première source extra-solaire de rayons X, baptisée Sco X-1, fut découverte en juin 1962 dans la constellation du Scorpion. Plusieurs autres sources furent rapidement identifiées. Contrairement au Soleil, ces sources apparaissaient très brillantes dans le domaine des rayons X mais très peu dans le domaine visible.

Spéculations sur l’origine des sources X

11En 1963, les astrophysiciens japonais Satio Hayakawa et Masaru Matsuoka envisagèrent un système constitué de deux étoiles orbitant l’une autour de l’autre. Une des étoiles était supposée être une étoile supergéante si lumineuse qu’elle éjecterait de la matière sous la forme d’un vent de particules. En traversant ce vent, l’étoile compagnon produirait une onde de choc à l’origine des rayons X observés. Malheureusement les sources X ne paraissaient associées à aucune étoile supergéante. Lors d’un symposium de l’Union astronomique internationale en 1966, l’astrophysicien Geoffrey Burbidge suggéra que le vent pourrait provenir non pas d’une étoile supergéante mais d’une étoile à neutrons. En 1967, l’astrophysicien soviétique Iosif Shklovsky élabora un modèle dans lequel les sources X sont des couples stellaires formés d’une étoile ordinaire dont la matière est littéralement aspirée par une étoile à neutrons. Les physiciens soviétiques Yakov Zeldovich et Igor Novikov avaient déjà montré en 1965 que l’accrétion de matière sur une étoile à neutrons engendrerait l’émission de rayons X. Malheureusement aucune variabilité du rayonnement X, qui aurait pu trahir la présence d’une étoile à neutrons, ne fut détectée. Néanmoins certaines sources X furent découvertes dans des restes de supernovæ. Si le scénario de Baade et Zwicky était correct, ces sources constituaient des cibles privilégiées pour démasquer les étoiles à neutrons. En effet, si les étoiles à neutrons étaient formées par l’implosion d’étoiles massives, elles devraient posséder des températures de surface de plusieurs millions de degrés et par conséquent elles devraient être visibles principalement dans le domaine des rayons X.

La nébuleuse du Crabe

12La détection d’une émission X dans la nébuleuse du Crabe en avril 1963 suscita une grande vague d’espoir (pour un exposé détaillé du récit des découvertes sur la nébuleuse du Crabe, voir par exemple la référence [20]). Cette nébuleuse abrite les restes d’une supernova qui fut observée par des astronomes chinois le 4 juillet de l’an 1054. Des observations similaires ont été rapportées par des astronomes japonais et arabes. Ce phénomène astronomique a également été mentionné par quelques chroniqueurs européens [21]. Des tribus amérindiennes ayant vécu dans le sud-ouest des États-Unis actuels il y a mille ans, auraient aussi suivi cet évènement comme semble l’attester la découverte de pétroglyphes et de peintures rupestres. Shklovsky et ses collègues suggérèrent d’observer cette source durant une occultation lunaire afin de déterminer sa taille. Si la source X était bien une étoile à neutrons, elle devrait émaner d’une région très localisée de la nébuleuse. Par conséquent, l’intensité du rayonnement devrait tomber à zéro lors du passage de la Lune devant la nébuleuse. Une fusée Aerobee fut lancée le 7 juillet 1964 depuis la base de White Sands en Arizona. Malgré le succès de la mission spatiale, les résultats furent décevants. Les mesures indiquèrent qu’au moins 90 % de l’émission X provenait de la nébuleuse elle-même. Les 10 % restants pouvaient encore être dus à la présence d’une étoile à neutrons. Néanmoins, l’analyse spectrale du rayonnement X réalisée quelques semaines plus tard à l’aide d’un ballon sonde semblait invalider cette hypothèse.

La découverte fortuite des pulsars

La détection de sources radio pulsantes : les pulsars

13Les étoiles à neutrons furent finalement découvertes de manière complètement inattendue vers la fin des années 1960. L’histoire débute en 1965 au laboratoire Cavendish à Cambridge en Angleterre. Une jeune étudiante nommée Jocelyn Bell entama un travail de recherche sur l’étude de la scintillation dans le domaine des ondes radio, sous la direction d’Anthony Hewish. Ils construisirent à cette fin un radiotélescope capable de réaliser des mesures sur des échelles de temps extrêmement courtes. Le télescope, constitué d’un réseau de 2048 antennes fut achevé en juillet 1967. Un mois après sa mise en service, Jocelyn Bell détecta une source variable. Des observations ultérieures dévoilèrent un signal d’une extraordinaire régularité à telle point que la source fut affublée de l’acronyme LGM pour « Little Green Men ». Cette source est aujourd’hui connue sous la référence PSR B1919+21

http://pulsar.ca.astro.it/​pulsar/​Figs/​LGM1.1.gif.

14Lorsque les résultats furent publiés dans la prestigieuse revue Nature en février 1968 [22], trois autres sources pulsantes avaient été découvertes rendant caduque l’hypothèse de signaux envoyés par une civilisation extraterrestre. Un journaliste du Daily Telegraph les baptisa « pulsars » (néologisme issu de la contraction de « pulsating stars »). Quelques mois plus tard, Timothy Gold développa dans un article de Nature [23] une théorie selon laquelle les pulsars sont des étoiles à neutrons en rotation rapide et possédant un champ magnétique très intense. Dans la même édition de Nature, Burbidge et Strittmatter firent remarquer que le mouvement périodique du satellite Io autour de Jupiter était la source d’ondes radio suggérant un phénomène analogue pour les pulsars [24]. L’hypothèse qu’avaient envisagée Hewish et Bell était celle de vibrations de naines blanches.

2) Les étoiles à neutrons enfin démasquées

15La question de la véritable nature des pulsars resta sujette à controverses jusqu’à la fin de l’année 1968 qui fut marquée par trois observations capitales. En octobre, des astronomes de l’université de Sydney découvrirent un pulsar dans la constellation des Voiles ayant une période de 89 millisecondes. Une variation aussi rapide était difficilement compatible avec l’hypothèse de naines blanches. De plus ce pulsar était situé dans les restes d’une supernova ce qui suggérait une association avec une étoile à neutrons. En novembre, un pulsar fut décelé par des astronomes de l’observatoire de Green Bank dans la fameuse nébuleuse du Crabe. Avec une période de 33 millisecondes seulement, ce pulsar sonnait le glas des théories basées sur des naines blanches. Un mois plus tard, les mêmes astronomes s’aperçurent que la période du pulsar du Crabe diminuait très légèrement au cours du temps. Cette observation était en contradiction avec le modèle de vibrations d’une étoile à neutrons et avec celui d’un couple d’étoiles à neutrons. Le seul modèle viable était celui d’une étoile à neutrons isolée en rotation. Déjà en 1965, Anthony Hewish et son étudiant nigérien Samuel Okoye avaient découvert une source radio scintillante et avaient spéculé qu’il pourrait s’agir « des restes de l’étoile originale qui a explosé » [25]. En 1966, John Wheeler avait évoqué la possibilité d’une étoile à neutrons en rotation rapide et cette idée avait été développée l’année suivante par Franco Pacini alors post-doctorant à l’université de Cornell [26].

16Quatre décennies après l’article précurseur de Baade et Zwicky, la réalité des étoiles à neutrons était enfin établie. En 1974, le prix Nobel de physique fut décerné à Anthony Hewish. La même année les radioastronomes américains Russell Hulse et Joseph Taylor découvrirent le premier système binaire abritant un pulsar dont l’observation minutieuse permit de prouver indirectement l’existence des ondes gravitationnelles prédites par la théorie de la relativité générale d’Einstein. Leurs travaux furent couronnés du prix Nobel de physique en 1993.

17À ce jour, près de deux milles pulsars ont été identifiés, représentant une infime fraction des étoiles à neutrons que notre Galaxie pourrait abriter. Les étoiles à neutrons sont aujourd’hui activement recherchées et scrutées dans toutes les longueurs d’onde du rayonnement électromagnétique, des ondes radio aux rayons gamma, par des télescopes au sol et dans l’espace. Les travaux précurseurs de Riccardo Giacconi d’observation en rayons X furent récompensés du prix Nobel de physique en 2002. Ces différentes campagnes d’observations révèlent une diversité insoupçonnée de phénomènes astrophysiques associés aux étoiles à neutrons dont la modélisation représente une part très importante des recherches actuelles. Depuis quelques années, la course est également lancée pour tenter de détecter directement les ondes gravitationnelles émises par des étoiles à neutrons. De telles observations permettraient de sonder le cœur-même des étoiles à neutrons et fourniraient ainsi des indications précieuses sur les constituants ultimes de la matière. Elles apporteraient enfin des éléments de réponses sur la lancinante question du devenir des étoiles.

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Bibliographie

1. Miller Arthur I., Sous l’empire des étoiles, JC Lattès, Paris, 2008.

2. Luminet, Jean-Pierre, Le destin de l’univers : trous noirs et énergie sombre, Gallimard/Folio 2010, chap. 5 & 7.

3. Fowler Ralph Howard, « On dense matter », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, n°87, décembre 1926, pp.114-122.

4. Landau Lev Davidovich, « On the theory of stars », Physikalische Zeitschrift der Sowjetunion, Vol. 1, n°2, février 1932, pp. 285-288.

5. Rosenfeld Léon, Astrophysics and Gravitation, Proceedings of the sixteenth Solvay conference on physics, Éditions de l’Université de Bruxelles, Bruxelles, Belgique, 1974, p. 174.

6. Baade Wilhelm & Zwicky Fritz, « Supernovae and cosmic rays », Physical Review, n°45, janvier 1934, p. 138.

7. R.M. Langer et N. Rosen, « The neutron », Physical Review, n°37, juin 1931, p. 1579

8. Landau Lev Davidovich, « Origin of stellar energy », Doklady Akademii Nauk SSSR, n°17, 1937, pp. 301-302 ; Nature, n°141, février 1938, pp. 333-334.

9. Gamow George, Structure of Atomic Nuclei and Nuclear Transformations, Clarendon Press, Oxford, 1937, pp. 234-238.

10. Oppenheimer Julius Robert & Serber Robert, « On the stability of stellar neutron cores », Physical Review, n°54, octobre 1938, p. 540.

11. Zwicky Fritz, « On collapsed neutron stars », Astrophysical Journal, n°88, novembre 1938, pp. 522-525.

12. Sterne T. E., « The equilibrium theory of the abundance of the elements: a statistical investigation of assemblies in equilibrium in which transmutations occur », Monthly Notices of the Royal Society, n°93, juin 1933, pp. 736-777.

13. Oppenheimer Julius Robert & Volkoff George, « On massive neutron cores », Physical Review, n° 55, février 1939, pp. 374-381.

14. Zwicky Fritz, « On the Theory and Observation of Highly Collapsed Stars », Physical Review, n°55, avril 1939, pp. 726-743.

15. Van Albada Gale Bruno, « On the origin of the heavy elements », Astrophysical Journal, n°105, mai 1947, pp. 393-405.

16. Wheeler John Archibald, « Some Implications of General Relativity for the Structure and Evolution of the Universe », La structure et l’évolution de l’Univers, Institut International de Physique Solvay, Onzième conseil de physique, R. Stoops, Bruxelles, 1958, pp. 96-146.

17. Cameron Alistair W., « Neutron star models », Astrophysical Journal, n°130, novembre 1959, pp. 884-894.

18. Thorne Kip, Trous noirs et distorsions du temps : l’héritage sulfureux d’Einstein, Flammarion, 2009.

19. Tucker Wallace et Giacconi Riccardo, The X-ray Universe, Harvard University Press, 1985.

20. Mitton Simon, The Crab nebula, Charles Scribner’s sons, New York, 1979.

21. Luminet Jean-Pierre, « L’observation des étoiles nouvelles en Extrême-Orient … et ailleurs », dans Étoiles dans la nuit des temps, Société des Études Euro-Asiatiques, éd. Yves Vadé, L’Harmattan 2009, pp. 151-168.

22. Hewish Anthony, Bell Susan Jocelyn, Pilkington, J. D. H., Scott, P. F., Collins, R. A., « Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source », Nature, n°217, février 1968, pp. 709-713.

23. Gold Timothy, « Rotating Neutron Stars as the Origin of the Pulsating Radio Sources », Nature n°218, mai 1968, pp. 731-732.

24. Burbidge Geoffrey Ronald & Strittmatter P.A., « Pulsed Radio Sources », Nature, n° 218, mai 1968, pp. 433-434.

25. Hewish Anthony & Okoye Samuel Ejikeme, « Evidence of an unusual source of high brightness temperature in the Crab Nebula », Nature, n°207, juillet 1965, pp. 59-60.

26. Pacini Franco, « Energy Emission from a Neutron Star », Nature, n°216, novembre 1967, pp. 567-568.

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Notes

1 Massachusetts institute of technology.

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Table des illustrations

Titre Sirius A et Sirius B
Crédits © NASA/ESA/H. Bond et M. Barstowhttp://hubblesite.org/​newscenter/​archive/​releases/​2005/​36/​image/​a/​
URL http://journals.openedition.org/hrc/docannexe/image/166/img-1.jpg
Fichier image/jpeg, 80k
Titre Nébuleuse du Crabe
Crédits © NASA/CXC/SAO/ F. Seward et al.
URL http://journals.openedition.org/hrc/docannexe/image/166/img-2.jpg
Fichier image/jpeg, 856k
Légende http://pulsar.ca.astro.it/​pulsar/​Figs/​LGM1.1.gif.
URL http://journals.openedition.org/hrc/docannexe/image/166/img-3.png
Fichier image/png, 7,6k
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Pour citer cet article

Référence papier

Nicolas Chamel, « De l’hypothèse d’étoiles aussi denses que les noyaux atomiques à la découverte fortuite des pulsars », Histoire de la recherche contemporaine, Tome I-N°2 | 2012, 160-167.

Référence électronique

Nicolas Chamel, « De l’hypothèse d’étoiles aussi denses que les noyaux atomiques à la découverte fortuite des pulsars », Histoire de la recherche contemporaine [En ligne], Tome I-N°2 | 2012, mis en ligne le 11 octobre 2014, consulté le 15 décembre 2017. URL : http://journals.openedition.org/hrc/166

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Auteur

Nicolas Chamel

Nicolas Chamel est astrophysicien à l’Institut d’Astronomie et d’Astrophysique de l’Université Libre de Bruxelles en Belgique. Ses recherches portent sur l’étude des propriétés de la matière dense dans le cœur des supernova et à l’intérieur des étoiles à neutrons.

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Droits d’auteur

© Comité pour l’histoire du CNRS

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