Restes de l’explosion d’étoiles massives, les pulsars sont de petites étoiles à neutrons d’un diamètre de l’ordre de 20km, dotées d’une rotation rapide pour une masse un peu plus élevée que celle de notre Soleil. Produits par le fort champ magnétique, deux faisceaux radio collimatés balaient l’espace et des impulsions périodiques sont reçues sur Terre. Le pulsar B1937+21 était le plus rapide à l’époque de sa découverte par Don Backer en 1982 (avec une période de rotation de seulement 1.55 ms) et il a immédiatement été identifié comme un objet recylé. Il est maintenant admis que cette classe de pulsar à rotation rapide est habituellement le fruit d’une phase d’accrétion de matière d’un compagnon par un transfert de moment cinétique qui accèlère la rotation jusqu’à des périodes extrêmement courtes. En effet, quand le compagnon évolue, sa matière dépasse la limite de Roche, au delà de laquelle elle ne lui est plus liée gravitationnellement. La matière se déverse sur l’étoile à neutrons, la transformant en un pulsar radio rapide doté d’un vent de particule très énergétique. Pendant ou après cette phase de recyclage, le vent de particule érode le compagnon et forme un disque d’accrétion autour de l’étoile à neutrons. Alors que la plupart de la masse du compagnon érodé tombe sur l’étoile à neutrons, la conservation du moment cinétique nécessite une dispersion d’une fraction de la masse sur de grandes distances.
Le pulsar recyclé B1937+21 est observé au radiotélescope de Nançay depuis le début des observations de pulsars en 1987. Après de nombreuses générations d’instrumentations spécifiques utilisées pour s’affranchir de la dispersion interstellaire, il y a maintenant plus de 100 pulsars observés régulièrement avec le tout premier B1937+21 (la Figure 1 présente une observation récente).
Par la collecte d’observations effectuées depuis 1984 à différents radiotélescopes, une étude menée par Ryan Shannon, de Cornell University, a caractérisé les résidus de temps d’arrivée (obtenus après avoir enlevé tous les effets de propagation connus) en utilisant le spectre de puissance par maximisation d’entropie. Après une étude minutieuse de la possibilité d’obtenir une ceinture d’astéroïdes stable autour d’un tel pulsar, de nombreuses simulations ont été conduites sur une large gamme de paramètres (rayon interne et externe, loi de distribution des masses des astéroïdes). Lorsque tous les astéroïdes d’une ceinture donnée sont déterminés, l’effet gravitationnel cumulé a été calculé. Les résidus de temps d’arrivée ont alors été calculés en enlevant le résultat d’un ajustement par moindres carrés comprenant un terme quadratique correspondant au ralentissement de la rotation du pulsar. Deux des meilleures configurations obtenues par comparaisons des spectres de puissance sont montrées sur la Figure 2. La première configuration, sur la première ligne, correspond à un petit nombre d’astéroïdes avec une distribution de masse peu variable, tandis que la seconde montre un grand nombres d’objets tirés parmi une distribution très variable avec beaucoup de petits objets.
Les tests observationels proposés pour tester l’existence de cette ceinture d’astéroïdes ne seront pas faciles. L’identification de périodicités des astéroïdes les plus gros est difficile au vu de la précision actuelle ( 20ns en moyenne tout de même en 1h). Des tests de stationnarité pourront être conduits à mesure que la durée d’observation va s’accroître. Enfin, il pourrait être envisager de chercher le très faible signal radio provenant de l’écho sur la ceinture !
Référence
An Asteroid Belt Interpretation for the Timing Variations of the Millisecond Pulsar B1937+21
Shannon, Cordes, Metcalfe, Lazio, Cognard, Desvignes, Janssen, Jessner, Kramer, Lazaridis, Purver, Stappers, and Theureau, (2013)
Astrophysical Journal, in press
Contact
Ismaël Cognard (Observatoire de Paris, CNRS, USN, LPC2E, Orléans)
Gilles Theureau (Observatoire de Paris, CNRS, USN, LPC2E, Orléans)