Une équipe européenne dirigée par Maurizio Falanga du Service d'Astrophysique du CEA-DAPNIA vient d'étudier un phénomène insolite, le regain d'activité d'un pulsar ultrarapide en train de dévorer son étoile compagnon. Pour la première fois, l'émission du signal modulé à la période de rotation du pulsar est détectée jusqu'à 150 keV, grâce aux données fournies par l'observatoire du rayonnement gamma INTEGRAL. Des observations complémentaires obtenues par le satellite RXTE dans la gamme des rayons-X montrent également que durant cet épisode, le pulsar tourne de plus en plus vite contrairement à ce qui est observé généralement pour ce type d'objet. Ces travaux, prochainement publiés dans la revue Astronomy and Astrophysics, confortent l'hypothèse selon laquelle les pulsars isolés ultrarapides résultent d'un tel processus de cannibalisation d'une étoile compagnon, qui, après quelques milliards d'années, finit par être totalement engloutie pour ne laisser qu'un pulsar solitaire.
Des pulsations toutes les 1,67 millisecondes observées jusqu'à 150 keV
Immédiatement après l'identification de l'objet comme un pulsar [1] milliseconde, les auteurs de cet article ont bénéficié d'une observation prioritaire sur le satellite INTEGRAL. Les données, en particulier celles obtenues par la caméra IBIS/ISGRI, montrent que le signal modulé à la période du pulsar est clairement détecté jusqu'à 150 keV [2], ce qui constitue une première pour un tel type d'objet. Le processus physique responsable de l'émission est donc capable de produire des photons très énergiques. La qualité [3] des données a permis de déterminer avec précision l'intensité du signal et de déduire des paramètres aussi important que la masse de l'étoile compagnon (4% de la masse du Soleil), la distance de l'objet (5 kpc du système solaire et 270 pc au dessus du plan de la Galaxie) et le taux d'accrétion de la matière de l'étoile compagnon vers la surface du pulsar (3.75 x 10-12 masse solaire par an soit 200 millions de tonnes par seconde!). Les scientifiques ont pu également tracer l'évolution temporelle du signal haute énergie.
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Cette courbe montre la décroissance du signal observé sur plusieurs jours par INTEGRAL/ISGRI dans la bande d'énergie 20-100 keV (carrés noirs, chaque point correspond à 0.1 jour d'observation). Les losanges blancs représentent le signal détecté dans le filtre optique R (échelle de droite). Deux temps caractéristiques rendent compte de la décroissance de l'intensité, 6.6 et 2.2 jours (cliquez pour agrandir). |
L'excellente résolution temporelle du satellite RXTE (sa faculté à dater le temps d'arrivée d'un évènement avec une précision remarquable, voisine d'une microseconde) a permis à l'équipe de chercheurs de suivre l'évolution de la période de rotation du pulsar durant 5 jours d'observations, du 7 au 12 décembre 2004 (après cette date l'intensité du signal rend cette analyse moins précise). Les chercheurs ont ainsi observé que durant ce laps de temps, le pulsar tournait de plus en plus vite. La différence mesurée de la période de rotation du pulsar est infime, un milliardième de seconde en 5 jours mais la qualité des données du satellite RXTE et des algorithmes d'analyse permettent d'atteindre une telle précision. Cette augmentation de la vitesse de rotation de ce pulsar est surprenante dans la mesure où le schéma classique de l'évolution d'un pulsar prédit un ralentissement (voir note [1]).
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Courbe de lumière du pulsar IGR J00291+5934 dans une bande basse énergie observée par RXTE et une bande haute énergie par INTEGRAL. Sur ce graphique, une rotation complète du pulsar (1,67 msec) correspond au passage de la phase 0 à la phase 1. La modulation pratiquement sinusoïdale du signal est clairement visible dans les 2 bandes d'énergies. Le léger déphasage (alignement non parfait) entre les deux courbes pourrait indiquer que, suivant leur énergie, les photons diffusent plus ou moins dans le milieu très proche du pulsar (cliquez pour agrandir). |
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La découverte du pulsar, un exemple de complémentarité entre deux satellites
Lors du sondage de la Voie lactée, les scientifiques chargés du suivi en temps réel des données découvrent le 2 décembre 2004 la présence d'un objet non répertorié jusqu'à présent dans les catalogues. La communauté scientifique est immédiatement alertée par un télégramme posté sur Internet. La précision des coordonnées célestes fournies par la caméra IBIS/ISGRI, l'un des instruments embarqués sur le satellite INTEGRAL, permet alors de rechercher à d'autres énergies (radio, infrarouge, optique et en rayons X) la contrepartie de ce nouvel objet, depuis dénommé IGR J00291+5934 pour ces coordonnés sur la voûte céleste.
Durant le sondage d'une région de notre Galaxie située autour du vestige de supernova Cassiopée A (image de gauche, champ de 19x10 degrés), les scientifiques découvrent une source non répertoriée; situé à 20 minutes d'arc d'un autre objet, V709 Cas. La résolution spatiale de la caméra ISGRI permet de séparer les deux objets. Le signal analysé par INTEGRAL est ainsi beaucoup plus propre et permet de mesurer avec précision l'intensité de IGR J00291+5934 et de lui seul. Le temps total de l'image ci-dessus est de 437ksec soit l'équivalent de 5 jours d'observation. Le champ du zoom est de 2.6x.2.6 degrés. Le vestige de supernova Cas A ainsi que 3 systèmes binaires répertoriés sont également visibles sur l'image de gauche. (crédit CEA/SAp) (cliquez pour agrandir)
Le satellite de la NASA Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE), un satellite destiné à étudier plus particulièrement les variations temporelles des astres dans le domaine des rayons-X, pointe alors dans cette direction du ciel. Les donnés recueillies indiquent que le signal n'est pas constant dans le temps mais qu'il varie périodiquement sur une échelle de temps extraordinairement courte, 1.67 millisecondes. Cet objet est donc un pulsar [1], une étoile à neutrons ici en rotation extrêmement rapide. Des observations complémentaires montrent également que ce pulsar est accompagné d'une étoile de faible masse, décrivant une orbite de 2.5 heures autour de l'astre compact. Les scientifiques de la NASA communiquent à leur tour les résultats de leurs observations.
Le grand champ de vue, la bonne résolution angulaire et la capacité à détecter des objets faibles du satellite INTEGRAL liés à l'excellente résolution temporelle de RXTE constituent les ingrédients idéaux pour découvrir et identifier les sources hautes énergies à variation temporelle rapide.
Dévorant son compagnon, l'étoile à neutrons s'échauffe et accélère
Le scénario généralement proposé par les astrophysiciens pour expliquer l'émission de photons de hautes énergies est le suivant. Soumis au champ gravitationnel du pulsar, le gaz de l'étoile compagnon est irrémédiablement attiré vers la surface de celui-ci. Ce gaz est canalisé le long des lignes du champ magnétique extrêmement intense du pulsar puis s'accumule sur ses pôles magnétiques. Lorsque la matière absorbée atteint un seuil critique en température et en densité, il se produit un flash thermonucléaire d'une grande violence qui dure typiquement quelques semaines. Ce processus s'accompagne alors d'une intense émission de photons de hautes énergies. L'étoile à neutrons étant en rotation, cette émission issue d'un ou des deux pôles magnétiques est perçue pour un observateur interceptant le faisceau lumineux comme un signal périodique. C'est justement ce signal modulé que viennent de détecter les satellites INTEGRAL et RXTE. Lorsque le carburant responsable de cette émission a complètement brûlé et est épuisé, l'objet n'est plus détecté. C'est pourquoi ce phénomène est dit transitoire. Il faut attendre que le réservoir se remplisse avant d'observer de nouveau un tel sursaut d'activité. Ce temps dépend du taux de transfert de masse entre l'étoile compagnon et le pulsar mais est de plusieurs années.
L'animation ci-contre (courtoisie de Cristopher Wanjek, NASA) décrit un pulsar en train d'absorber son étoile compagnon. Ce transfert de matière accélère la vitesse de rotation du pulsar: il tourne de plus en plus vite. Crédit image et animation: NASA, (cliquer sur l'image pour démarrer l'animation: fichier mpeg, 10.5 Moctets).
Et de six !
La découverte de IGR J00291+5934 porte à six le nombre de pulsars appartenant à cette famille dénommée "pulsars millisecondes X avec transfert de masse". Doté d'une période de rotation de 1,67millisecondes, Il détient le record de vitesse de rotation, le plus " lent" - XTE J1807-294 - ayant une période de 5,25 millisecondes. Cette classe d'objets constitue selon certaines théories le lien entre les pulsars binaires lents et les pulsars ultrarapides isolés. Cette histoire d'un pulsar ultrarapide isolé est illustrée par l'animation suivante (courtoisie de Cristopher Wanjek, NASA).
Au cours de la vie d'un couple stellaire, l'un des membres devient une géante rouge puis explose; une supernova est née. Le résidu du coeur de l'étoile est un pulsar. La matière de l'étoile compagnon est aspirée vers le pulsar qui tourne alors de plus en plus vite. L'étoile finit par être totalement avalée pour ne laisser qu'un pulsar isolé et ultrarapide. Crédit image et animation: NASA, (fichier QuickTime, 9.3 Moctets).
Contacts :
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voir : |
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Le communiqué de presse du CEA (6 septembre 2005 ) |
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: |
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Le communiqué de presse de l'ESA (6 septembre 2005 - en anglais ) |
Publications :
" INTEGRAL and RXTE observations of accreting millisecond pulsar IGR J00291+5934 in outburst " M. Falanga, L. Kuiper, J. Poutanen, E. W. Bonning, W. Hermsen, T. Di Salvo, P. Goldoni, A. Goldwurm, S. E. Shaw, L. Stella, article à paraître dans la revue Astronomy and Astrophysics (télécharger ce document, fichier pdf - 385Ko)
pour en savoir plus:
Notes :
[1] Un pulsar est le résidu de l’explosion d’une étoile massive. Astre extrêmement dense composé principalement de neutrons, sa masse est égale 1.4 fois la masse du Soleil mais est concentrée dans une sphère de seulement 20 kilomètres de diamètre. En rotation rapide dès sa création (plusieurs dizaines de millisecondes à quelques secondes) cette étoile à neutrons convertit durant son existence son énergie de rotation en rayonnement électromagnétique, détecté par les télescopes sous la forme d’une émission périodique. Ce processus s’accompagne irrémédiablement d’un ralentissement de la rotation de l’étoile. Plus de 1500 pulsars radio ont été découvert jusqu'à présent dans notre Galaxie. Le scénario est différent dans le cas où l’astre compact est accompagné d’une étoile. Le champ gravitationnel intense de l’étoile à neutron aspire la matière de l’étoile compagnon, fournissant ainsi un surplus d’énergie capable d’accélérer la vitesse de rotation du pulsar. Ce processus peut conduire après quelques milliards d’années à la disparition de l’étoile compagnon, ne laissant de ce couple qu’un pulsar isolé ultrarapide. Ces pulsars sont souvent appelés pulsars recyclés.
[2] Electron-volt. L'énergie des rayons X et gamma est souvent évaluée en "électron-volt (eV)". Cette unité correspond à l'énergie communiquée à un électron de charge (e) soumis à une tension de 1 Volt. En unités du système international (SI), 1 eV correspond à 1.6 10-19 Joule. Les rayons (ou photons) de lumière visible ont une énergie d'environ 2 eV, les rayons X de 0.1 à 511 kilo-electronvolt (keV). Le domaine des rayons gamma se situe au-delà de cette limite. Ils se mesurent en MeV (millions d'électron-volt 106eV), GeV (giga ou milliards 109eV), TeV (tera ou mille milliards 1012eV), etc.
[3] Un aspect important des travaux présentés ici réside dans la "propreté" de l'information extraite des observations. En effet, la résolution spatiale (faculté à séparer deux objets proches sur le ciel) de la caméra IBIS/ISGRI, un des instruments embarqués sur le satellite INTEGRAL, permet de distinguer le signal provenant du pulsar de celui de la source voisine,V709 Cas (un couple constitué d'une naine blanche et d'une étoile de faible masse). L'information obtenue n'est pas ainsi "polluée" par un signal, qui, sans cette résolution serait de manière incorrecte attribué au pulsar. Le signal analysé par INTEGRAL est ainsi "propre" et permet de mesurer avec précision l'intensité de IGR J00291+5934 et de lui seul. Le satellite RXTE, avec une résolution de 1 degré, ne peut séparer les contributions de chaque objet, surévaluant ainsi le flux du pulsar.
• Structure et évolution de l'Univers › Phénomènes cosmiques de haute énergie et astroparticules
• Le Département d'Astrophysique (DAp) // UMR AIM
