La mystère de binaires (de pulsars)

La découverte d'un binaire de deux pulsars, qui a ouvert une opportunité fantastique de mesurer avec haute précision plusieurs observables astrophysiques, ainsi que tester les théories actuelles de la gravité.

Les pulsars, autrement dit les «étoiles» à neutrons, sont des objets astrophysiques très compacts, formés à la fin de la vie des étoiles massives. C'est un objet mystérieux qui a dérouté les scientifiques pendant des années (voir cet article pour plus d'explications). La différence entre les deux est-ce que les pulsars sont spécifiquement des étoiles à neutrons émettant un rayonnement électromagnétique le long de son axe, comme le phare de la Tour Eiffel, qui, lors du balayage vers la direction de la Terre, est observé comme de «pulsations» très régulières [voir l'animation ci-dessous].

Animation des deux pulsars dans le système à double pulsars J0737-3039 en orbite [Source: Youtube]

Normalement dans les binaires, les étoiles à neutrons gravitent autour d’une autre étoile à neutrons ou d’une naine blanche (un autre type d’objet compact) ou même d’une étoile normale. En 2003, une observation surprenante a été découverte à l’observatoire australien Parkes, par une équipe de Marta Burgay. Ils ont trouvé un système binaire dans lequel deux pulsars étaient en orbite.

Parmi les observables astrophysiques mesurées des pulsars, leurs masses sont l’une des plus précises [les mesures dans la figure ci-dessous]. Pour les étoiles à neutrons qui sont en binaire, c’est-à-dire les étoiles à neutrons en orbite autour d’une autre étoile associée, il existe plusieurs effets de la gravité qui dépendent de leur masse. En revanche, les masses d'étoiles à neutrons isolées sont beaucoup plus difficiles à déterminer.

Compilation des masses observées d'étoiles à neutrons en binaire [Lattimer & Prakash, 2010]

Selon la relativité générale, si deux étoiles à neutrons tournent autour l'une de l'autre, elles perdent de l'énergie sous la forme d'ondes gravitationnelles et se rapprochent de plus en plus l'une de l'autre. En 1974, Hulse et Taylor ont mesuré le rétrécissement de l'orbite d'un système des doubles étoiles à neutrons (PSR B1913+16), plus connu sous le nom de pulsar de Hulse-Taylor. Dans ce système, l’un était un pulsar et l’autre une étoile à neutrons ordinaire. Hulse et Taylor ont trouvé que la diminution mesurée des orbites correspondait exactement à la prédiction de la relativité générale [voir la figure ci-dessous]. Ils ont reçu le prix Nobel en 1993 pour cette découverte remarquable.

Le rétrécissement de l'orbite par émission d'ondes gravitationnelles du pulsar de Hulse-Taylor [Living Reviews in Relativity "Binary and Millisecond Pulsars", Duncan R. Lorimer]

Un système d'étoiles en orbite autour peut être décrit par les lois bien connues de Kepler du mouvement planétaire. Mais lorsque des objets tels que les étoiles à neutrons gravitent autour d'une autre étoile, du fait de leurs puissants effets gravitationnels, ils ont besoin de certains paramètres supplémentaires pour décrire avec précision leur système. Celles-ci sont appelées paramètres post-Kepleriens. Maintenant, avec un système de deux pulsars dans le binaire, les astrophysiciens avaient accès à tous les paramètres post-képlériens. Cela leur a permis de déduire les masses de pulsars et de tester également toute modification de la théorie de la gravité d'Einstein.

L’autre particularité de ce système est qu’il était presque latéral, c’est-à-dire que le disque orbital était perpendiculaire à notre champ de vision. Cela a entraîné une éclipse, chaque fois que le pulsar plus faible B a traversé devant le pulsar A. L'origine de la formation d'un système astrophysique aussi particulier est encore en discussion.