Pulsions ultrarapide
Mars dernier J. Dans un travail signé par Kristia et ses collaborateurs, on a annoncé la détection du réseau de pulsations qu'on croyait surgir à la suite de la naissance de la supernova (la supernova SN 1987 A) qui s'est produite il y a deux ans dans le Grand Nuage de Magellan. Les astronomes espéraient avec enthousiasme que cette découverte pourrait être une contribution très importante à la théorie de la formation des pulsars. Cependant, dans ce travail, on apporte une donnée qui conteste cette affirmation; une donnée importante qui n'a pas calmé les scientifiques et qui a généré de nouveaux débats.
Cette particularité est la vitesse de rotation du réseau: 2000 %. Au contraire, les astronomes n'attendaient que dix ou cent hertz. La valeur donnée est beaucoup plus grande que celle des frappes mentionnées dans le titre et qui sont analysées immédiatement. Dans le prochain numéro, nous analyserons en profondeur les problèmes qu'il génère, mais avant, comme nous l'avons déjà dit, nous parlerons de ces autres frappes rapides pour entrer dans le sujet.
La référence la plus précise pour comparer les vitesses des bracelets est celle trouvée dans la Nébuleuse du Crabe, car son âge est connu (créée par la supernova de 1054). Sa vitesse tourne les 33 hertz et diminue progressivement. Ce freinage est la conséquence de l'émission d'énergie. Comme on le sait, les impulsions que l'on appelle le réseau (pulsating star) sont produites par le fort champ magnétique de l'étoile à neutrons résultant de la supernova en raison de sa rotation rapide.
Par conséquent, l'émission est effectuée au détriment du mouvement de rotation, de sorte que sa vitesse diminue. Normalement, ce jaiste est généralement astyr. C'est pourquoi nous avons dit que la vitesse du premier pouls était d'environ dix ou cent hertz. Jusqu'en 1982 ce tableau était totalement cohérent. Le réseau de pouls de la Nébuleuse du crabe était le plus rapide et soi-disant le plus jeune. Mais depuis lors, on a trouvé des réseaux de pulsations à plus grande vitesse de rotation et on ne peut pas admettre qu'ils sont plus jeunes. Il a déjà été tenté de donner des explications pour ce groupe, mais aussi le plus rapide (à peine 700 hertz) ne se rapproche pas du SN 1987-A. Nous allons comprendre en quoi consistent ces explications.
Les pulsations à grande vitesse de rotation (quelques centaines d'hertz) présentent généralement une autre particularité remarquable : une valeur de freinage extrêmement faible. Cela signifie qu'ils perdent très lentement l'énergie de rotation. Par conséquent, le champ magnétique, causant la perte, est petit. Face à cela, certains astrophysiques affirment que les pulsions de ce groupe peuvent être formées dans différentes conditions de création. Par exemple, dans des conditions de faible champ magnétique, ils garderaient donc longtemps la rotation rapide. Cependant, ils n'offrent pas de grands détails sur les conditions de création.
D'autres, quant à eux, proposent que ces pulsars s'accélèrent à nouveau après une grande descente de vitesse. L'idée est basée sur des systèmes doubles émetteurs de rayons X. On croit que ces systèmes sont formés par une étoile à neutrons et un autre courant, et l'émission se produit en tombant et en empilant (par friction) la matière que l'étoile à neutrons lui enlève en tournant autour de l'autre étoile. Ils proposent donc que les pulsars ultrarapide seraient des plus anciens. Des centaines de millions d'années plus tard tourneraient lentement et étant le champ magnétique également affaibli, ils ne rayonneraient pas. Certaines de ces puces pourraient écraser une autre étoile, et la matière qui tomberait de cette autre, apporterait au réseau l'énergie de son mouvement, le récupérant ainsi.
Si cette dernière hypothèse est correcte, le pouls ultra-rapide doit être plus abondant dans les amas globulaires. La densité stellaire est énorme, car dans une sphère de la taille du système solaire s'accumulent des milliers d'étoiles. Par conséquent, la probabilité de capturer une étoile est beaucoup plus grande. En outre, le nombre d'étoiles à neutrons est assez élevé. Les amas globulaires, étant hors du plan de la galaxie, ont eu une évolution assez indépendante, atteignant la phase finale de la vie avec de nombreuses étoiles et dans de nombreux cas avec des étoiles à neutrons. Les premiers résultats positifs ont été les études de certains amas et nous avons trouvé plus d'éléments du type de bracelet qui nous inquiètent, mais pas tous dans les systèmes doubles. Apparemment, il faut garder à l'esprit que la haute densité d'étoiles peut arriver à briser les systèmes par chocs.
Il reste encore quelques points qui ne sont pas clairs dans cette théorie, mais qui offrent indirectement une alternative d'analyse. Le freinage de ces puces est extrêmement lourd, de sorte que leur période est plus constante que celle des montres atomiques que nous avons sur Terre. Par conséquent, les effets produits par les étoiles qui peuvent passer par les environs seraient significatifs, puisque ces effets nous donneraient une information directe de la densité du cumul. Enfin, nous allons dire que certains observatoires ont déjà programmé des programmes de détection et d'analyse systématique des pulsions dans les amas.
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