Voir la source de PSR B0531+21

{{sous-titre|Pulsar du Crabe}}
{{Infobox Pulsar
| nom=Pulsar du Crabe <br> {{nobr|PSR B0531+21}}
| image=Chandra-crab.jpg
| descr=L'environnement immédiat du pulsar du Crabe, en [[Spectre visible|optique]] (image [[Hubble (télescope spatial)|Hubble]], en rouge) et en [[rayon X|X]] (image [[Chandra (télescope spatial)|Chandra]], en bleu).
| époque=[[J2000.0]]
| type=Pulsar jeune
| galaxie_hôte=[[Voie lactée]]
| constellation=[[Taureau (constellation)|Taureau]]
| carte UAI = Taureau
| ascension_droite=05/34/31.97
| déclinaison=+22/00/52.1
| coordonnées_galactiques={{coord_lb|184.5575|-5.7843}}
| date_découverte=1968
| P= 0,0334033474094(2)
| Pdot= 4.209599(2)×10{{exp|-13}}
| Pdotdot=
| age=1257
| B=3,8×10{{exp|8}}
| L=4,5×10{{exp|31}}
| d=2,49
| d2=[[Mesure de dispersion]] et modèle galactique
| DM=56,791
| RM=-42,3
| SNR=[[Nébuleuse du Crabe]]
| noms=PSR&nbsp;B0531+21, PSR&nbsp;J0534+2200, NP&nbsp;0532
| notes=Pulsar parmi les plus jeunes connus, associé à la [[supernova historique]] [[SN 1054]]. Âge réel en 2024 : {{nobr|970 ans}}.
}}
[[Fichier:267641main allsky labeled HI.jpg|droite|vignette|redresse=1.4|Position de la Nébuleuse du Crabe (''Crab Pulsar'') dans la Voie Lactée. ''Crédit : NASA/DOE/International LAT Team''.]]
Le '''pulsar du Crabe''' (ou '''PSR B0531+21''', '''NP 0532''', '''PSR J0534+2200''', voir [[Désignation des pulsars]]) est un [[pulsar]] très jeune, formé il y a moins de mille ans, lors de l'explosion de la [[supernova historique]] [[SN 1054]]. C'est l'un des deux seuls pulsars connus (l'autre étant [[PSR J0205+6449]]) dont l'âge réel est connu avec certitude et est inférieur à {{nb|1000 ans}}. Son nom traditionnel provient de celui de la [[nébuleuse du Crabe]], correspondant au nom du [[rémanent de supernova]] abritant le pulsar. Le pulsar du Crabe a été découvert en 1968. Il s'agit de l'un des premiers pulsars découverts, et il reste à ce jour le plus étudié. Bien que très proche en âge de [[PSR J0205+6449]], il s'en distingue sur de nombreux points, mais présente de multiples similarités avec le [[pSR B0833-45|pulsar des Voiles]], qui est parfois décrit comme étant son « cousin ».

== Caractéristiques physiques essentielles ==
Le pulsar du Crabe est le [[pulsar]] le plus énergétique connu pour sa [[luminosité de ralentissement]], c'est-à-dire que c'est le pulsar dont le rapport <math>P/\dot P</math>, où <math>P</math> est sa période de rotation (environ 33 [[milliseconde|ms]]) et <math>\dot P</math> sa dérivée temporelle ({{unité|4,2 e-13 s/s}}), est le plus élevé. La lente augmentation de sa [[période de rotation]] génère un [[rayonnement électromagnétique]] qui est plus de {{nb|100000 fois}} plus intense que le [[Soleil]], générant environ {{unité|4,5 e31 [[watt|W]]}}. Ce rayonnement est entre autres responsable de la forte luminosité de la partie centrale de la nébuleuse du Crabe, générée par [[rayonnement synchrotron]].

== Découverte ==
La découverte du pulsar du Crabe, par la mise en évidence du caractère périodique de son rayonnement [[onde radio|radio]], remonte à 1968, par [[David H. Staelin]] et [[Edward C. Reifenstein]] depuis l'[[Observatoire de Green Bank]] ([[Virginie-Occidentale]], [[États-Unis]])<ref>{{en}} [[David H. Staelin]] & [[Edward C. Reifenstein]], ''Pulsating radio sources near the Crab Nebula'', ''[[Science (revue)|Science]]'', '''162''', 1481-1483 (1968) [http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/162/3861/1481 Voir en ligne (accès restreint)].</ref>. Cependant de nombreuses indications indiquaient depuis près de 25 ans l'existence d'un astre atypique au sein de la Nébuleuse du Crabe, et c'est en vue de déterminer la source d'énergie de la nébuleuse du Crabe que des recherches ont été très tôt entreprises en vue de détecter et de déterminer la nature de l'astre central. En effet, en l'absence de source d'énergie interne, l'éclat de la nébuleuse environnante n'aurait pu subsister plus de quelques années après la supernova qui lui a donné naissance, soit largement moins que son âge à l'époque (un peu plus de 9 siècles en 1960), parfaitement déterminé du fait des témoignages relatifs à la supernova qui lui a donné naissance en 1054.

Dès 1942, [[Walter Baade]] avait identifié deux astres situés à proximité immédiate du centre géométrique de la nébuleuse du Crabe et soupçonnait que l'un d'entre eux puisse être sa source d'énergie<ref>{{en}} [[Walter Baade]], ''The Crab Nebula'', ''[[The Astrophysical Journal]]'', '''96''', 188-202 (1942) [https://www.youtube.com/watch?v=4T7qg7XQ3Zk Voir en ligne].</ref>. Il avait également établi que l'une d'elles possédait un [[spectroscopie|spectre]] extrêmement atypique. Dans le domaine radio, [[Antony Hewish]] et [[S. E. Okoye]] avaient mis en évidence l'existence d'une source radio (observations faite à une [[fréquence]] de 38 [[gigahertz|GHz]]), dont les mesures de [[scintillation]] indiquaient qu'elle devait être extrêmement compacte<ref>{{en}} [[Antony Hewish]] & [[S. E. Okoye]], ''Detection of Fine Structure in the Crab Nebula at 38 Mc/s'', ''[[Nature (revue)|Nature]]'', '''203''', 171 (1964) [http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1964Natur.203..171H lire en ligne (accès restreint)].</ref>. Enfin, en 1967, l'astrophysicien [[italie]]n [[Franco Pacini]] avait élucidé la nature de la source d'énergie de la nébuleuse en prédisant qu'une [[étoile à neutrons]] en rotation rapide était susceptible de fournir une source d'énergie suffisante à son environnement<ref>{{en}} [[Franco Pacini]], ''Energy Emission from a Neutron Star'', ''[[Nature (revue)|Nature]]'', '''216''', 567 (1967) [http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1967Natur.216..567P Voir en ligne (accès resteint)].</ref>. À noter cependant que ce dernier travail, bien que n'ayant précédé que quelques mois la découverte effective des pulsars, était à l'époque passé inaperçu.

La découverte du pulsar du Crabe aurait pu ne pas être possible aussi tôt, car, si l'intensité de son signal radio est très élevée, sa période très faible le rend très difficile à mettre en évidence (voir l'article [[Pulsar]] pour plus de détails). En fait, si le pulsar avait eu une émission régulière, les moyens observationnels n'auraient pu permettre sa découverte qu'à partir du milieu des années 1980. Ce qui a permis sa découverte bien avant est une propriété atypique de son émission radio, à savoir le phénomène de [[pulse géant]], qui voit l'émission sur un [[pulse (astronomie)|pulse]] parfois considérablement plus intense que la moyenne. C'est précisément par la mise en évidence de certains de ces pulses géants, toujours espacés les uns des autres d'un multiple entier de la période du pulsar, que celui-ci a pu être mis en évidence dès 1968. Une fois la période déterminée de cette façon, l'observation du [[signal périodique]] était possible dès 1968. Une fois la période connue, la détection du pulsar dans les autres domaines de [[longueur d'onde]] suivit rapidement, d'abord en [[Spectre visible|optique]], puis en [[ultraviolet]] et en [[rayon X|X]].

La découverte dans le domaine optique a donné lieu à plusieurs péripéties. Dès le {{date-|24 novembre 1968}}, et sans avoir connaissance de l'annonce de la découverte du pulsar, une recherche dans le domaine optique sur une variabilité éventuelle du sein de la nébuleuse du Crabe avait été entreprise par [[R. V. Willstrop]]. Les données recueillies révélaient un signal périodique, mais avaient été laissées de côté pour analyse ultérieure. Ainsi leur publication<ref>{{en}} [[R. V. Willstrop]], ''Optical Flashes from the Crab Nebula M1'', ''[[Nature (revue)|Nature]]'', '''221''', 1023-1025 (1969) [http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1969Natur.221.1023W Voir en ligne (accès restreint)].</ref> se fit-elle après la mise en évidence des pulses optiques le {{date-|16 janvier 1969}} par une équipe concurrente menée par [[W. J. Cocke]] de l'[[Observatoire Steward]] ([[Arizona]])<ref>{{en}} [[W. J. Cocke]], [[Mike Disney]] & [[D. J. Taylor]], ''Discovery of Optical Signals from Pulsar NP 0532'', ''[[Nature (revue)|Nature]]'', '''221''', 525-527 (1969) [http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1969Natur.221..525C Voir en ligne (accès restreint)].</ref>. Trois jours plus tard d'autres équipes, de l'[[Observatoire McDonald]] et de l'[[Observatoire de Kitt Peak]], mirent également en évidence la variabilité optique, mais l'histoire a surtout retenu la contribution de Cocke et ses collaborateurs, également restée célèbre par le fait que lors de la découverte un magnétophone a fortuitement enregistré les réactions des astronomes, dont l'enthousiasme généralement qualifié de « désinhibé » est resté célèbre<ref>Cité par {{Livre Pulsar astronomy3}}, page 9.</ref>. Un des clichés les plus célèbres du pulsar du Crabe fut réalisé peu après avec le [[télescope]] de {{nobr|3 mètres}} de l'[[Observatoire Lick]], mettant en jeu une technique [[stroboscope|stroboscopique]], montrant côte à côte les deux états (« allumé » et « éteint ») du pulsar.

Malgré l'absence de [[satellite artificiel]] destiné à l'observation des rayons X cosmiques, l'émission X du pulsar du Crabe fut mise en évidence dès 1969 à l'aide d'expériences embarquées sur des [[Fusée (astronautique)|fusées]], de façon quasi simultanée par deux équipes, l'une du [[Naval Research Laboratory]], l'autre du [[Massachusetts Institute of Technology]]<ref>{{en}} [[G. Fritz]] {{et al.}}, ''X-ray Pulsar in the Crab Nebula'', ''[[Science (revue)|Science]]'', '''164''', 709-712 (1969) [http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1969Sci...164..709F Voir en ligne (accès restreint)].</ref>{{,}}<ref>{{en}} [[H. Bradt]] {{et al.}}, ''X-Ray and Optical Observations of the Pulsar NP 0532 in the Crab Nebula'', ''[[Nature (revue)|Nature]]'', '''222''', 728-730 (1969) [http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1969Natur.222..728B Voir en ligne (accès restreint)].</ref>. Cependant, une expérience du même type montée sur une fusée [[Aerobee]] 150 antérieure à la découverte du pulsar avait également enregistré le signal périodique du pulsar en [[1968]], sans que celui-ci soit vu à l'époque<ref>{{en}} [[E. A. Boldt]] {{et al.}}, ''Pulsed X-ray Emission of NP 0532 in March 1968'', ''[[Nature (revue)|Nature]]'', '''223''', 280-281 (1969) [http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1969Natur.223..280B Voir en ligne (accès restreint)].</ref>, et un an plus tôt une autre expérience, cette fois montée à bord d'un [[ballon stratosphérique]] avait également enregistré la périodicité de l'émission de haute énergie du pulsar<ref>{{en}} [[G. J. Fishman]], [[F. R. Harnden]] & [[R. C. Haymes]], ''Observation of Pulsed Hard X-Radiation from NP 0532 from 1967 Data'', ''[[The Astrophysical Journal]]'', '''156''', L107-L110 (1969) [http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1969ApJ...156L.107F Voir en ligne].</ref>. Même si ces deux expériences n'ont finalement pas permis l'identification du pulsar, elles ont néanmoins permis de vérifier que la loi de ralentissement de la période du pulsar était effective depuis 1967 au moins.

Une fois le pulsar découvert, la nature du rayonnement éclairant la nébuleuse ([[rayonnement synchrotron]]) a été rapidement été mise en évidence (en 1970) par [[Iossif Chklovski]]<ref>{{en}} [[Iossif Chklovski|Iosef Shklovski]], ''Possible Causes of the Secular Increase in Pulsar Periods'', ''[[Soviet Astronomy]]'', '''13''', 562-565 (1970) [http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1970SvA....13..562S Voir en ligne].</ref>.

== Spectre ==
Le pulsar rayonne sur une immense gamme de [[fréquence]], s'étalant des [[Onde radio|ondes radio]] (depuis 10 [[Mégahertz|MHz]], voire moins) aux [[rayon gamma|rayons gamma]], jusqu'à au moins 50 [[Gigaélectronvolt|GeV]], soit plus de 18 ordres de grandeur<ref>Il est d'ordinaire fréquent d'utiliser indifféremment des unités de [[fréquence]] (''ν''), [[longueur d'onde]] (''λ'') ou d'[[énergie]] (''E'', cette dernière ordinairement exprimée en [[électronvolt]]s) pour le [[rayonnement électromagnétique]]. Ces trois quantités sont reliées par les expressions suivantes :
:<math>\lambda = c / \nu</math>,
:<math>E = h \nu</math>,
''c'' et ''h'' étant la [[vitesse de la lumière]] et la [[constante de Planck]] respectivement. Ainsi, {{unité|30|GeV}} correspondent-ils à plus de 7×10{{exp|24}} Hz, soit près de 10{{exp|18}} fois plus que {{unité|10|MHz}}.</ref>. Il est probable que l'émission se produise à des fréquences inférieures à {{Unité|10|MHz}}, mais les effets de propagation dans le [[milieu interstellaire]] provoquent un brouillage de l'émission pulsée caractéristique du pulsar, aussi est-il difficile de s'assurer que c'est bien son émission qui est détectée à très basse fréquence. L'existence d'un rayonnement à des énergies au-delà de {{unité|30|GeV}} a été plusieurs fois envisagée<ref>{{en}} [[S. Oser]] ''et al.'', ''High-Energy Gamma-Ray Observations of the Crab Nebula and Pulsar with the Solar Tower Atmospheric Cerenkov Effect Experiment'', ''[[The Astrophysical Journal]]'', '''547''', 949-958 (2001) [http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...547..949O Voir en ligne].</ref>, mais longtemps sans confirmation explicite en raison de l'absence de détection d'émission pulsée. Une émission pulsée à {{unité|50|GeV}} a finalement été détectée par le [[télescope à imagerie Čerenkov atmosphérique]] [[Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov Telescope|MAGIC]] en [[2008]]<ref>[[E. Aliu]] ''et al.'', ''Observation of Pulsed ''γ''-Rays Above {{unité|25|GeV}} from the Crab Pulsar with MAGIC'', ''[[Science (revue)|Science]]'', '''322''', 1221-1224 (2008), arXiv:0809.2998 (astro-ph) [http://fr.arxiv.org/abs/0809.2998 Voir en ligne].</ref>. Il n'est pour l'heure pas clair que l'absence de détection certaine à 1&nbsp;TeV résulte d'une coupure dans le [[spectre d'émission]] du pulsar, ou alors d'un manque de sensibilité des instruments utilisés, bien que la première possibilité apparaisse plus plausible.

En 2011, le projet [[Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System|VERITAS]] décèle des émissions à {{unité|400|GeV}}<ref>{{en}} Nepomuk, McCann, Schroedter ''et al.'', ''Detection of Pulsed Gamma Rays Above {{unité|100|GeV}} from the Crab Pulsar'', Science 7 October 2011:Vol. 334 no. 6052 {{p.|69-72}} {{doi|10.1126/science.1208192}}</ref>. Ces observations, les plus puissantes jamais observées ayant pour source un pulsar<ref name="stlouis">{{en}} [http://news.wustl.edu/news/Pages/22719.aspx Astrophysicists spot pulsed radiation from Crab Nebula that wasn’t supposed to be there] sur le site de l'[[Université Washington de Saint-Louis|Université Washington à Saint-Louis]]</ref>, entrent cependant en conflit avec les modèles actuels de pulsars − essentiellement basés sur le [[rayonnement synchrotron]], ils prédisent des émissions aux alentours de {{unité|10|GeV}}<ref name="santacruz">{{en}} [http://news.ucsc.edu/2011/10/crab-pulsar.html Crab pulsar beams most energetic gamma rays ever detected from a pulsar] sur le site de l'[[Université de Californie à Santa Cruz]]</ref> − mais aussi de la [[relativité restreinte]] avec une probable violation de l'[[invariance de Lorentz]]<ref name="santacruz" />. Parmi les pistes privilégiées par les scientifiques pour expliquer ce phénomène, certains parlent de [[Diffusion Compton#Diffusion Compton inverse|diffusion Compton inverse]]<ref name="santacruz" />.

Avec un petit nombre de pulsars du même type (les [[pulsar gamma|pulsars gamma]]), il fait partie des objets rayonnant sur la plus vaste gamme de fréquence connue. C'est un des rares pulsars qui soit à la fois un pulsar radio, un pulsar optique, un [[pulsar X]] et un [[pulsar gamma]]. Par exemple [[PSR J0633+1746]] (Geminga) n'est pas détecté dans le domaine radio, bien qu'il soit un pulsar gamma puissant.

Le pulsar du Crabe est également un pulsar gamma puissant : en {{date-|juin 2019}}, des astrophysiciens et physiciens des hautes énergies ont annoncé avoir détecté, au cours de campagnes d'observations, qui ont duré de {{date-|février 2014}} à {{date-|mai 2017}}, des rayons gamma d’une énergie de 450 TeV en sa provenance<ref>{{Lien web|langue=français|titre=Des rayons gamma cosmiques d'une énergie record ont été détectés|url=https://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/astronomie-rayons-gamma-cosmiques-energie-record-ont-ete-detectes-76784/|site=|périodique=futura-sciences.com|date=10 juillet 2019|consulté le=}}</ref>. Il s'agit du rayonnement le plus énergétique jamais détecté sur Terre. 450 TeV équivaut en comparaison à 45 milliards de fois l'énergie des rayons X pour un diagnostic médical.

== Autres caractéristiques ==
Le pulsar du Crabe exhibe la quasi-totalité des effets observables dans des pulsars. Il présente des irrégularités dans son ralentissement, appelées [[glitch (astronomie)|''{{lang|en|glitches}}'']]. Avec le [[PSR B0833-45|pulsar de Vela]], il comptabilise près du tiers des ''{{lang|en|glitches}}'' observés sur l'ensemble de tous les pulsars. Son jeune âge permet, malgré la présence de ''{{lang|en|glitches}}'', de mesurer l'évolution séculaire de sa [[période de rotation]], donnant ainsi les dérivées seconde et même troisième de celle-ci, respectivement mesurées à {{unité|-1,36 e-23 s s-2}} et {{nb|7,56 e-34 s s-3}}. De la seconde dérivée, il est possible de déterminer l'[[indice de freinage]], qui ici vaut 2,518, proche de la valeur canonique prédite par le modèle usuel de [[ralentissement des pulsars]], où l'émission d'un dipôle magnétique tournant auquel est assimilé le pulsar prédit, dans l'hypothèse où son [[champ magnétique]] est constant au cours du temps, que l'indice de freinage est égal à 3.

Il présente également le phénomène de [[pulse géant]], particularité qui a d'ailleurs permis sa découverte très tôt dans l'histoire de l'étude des pulsars. Sans cette caractéristique fortuite, le pulsar du Crabe n'aurait sans doute pas pu être découvert avant le milieu des années 1980. La forte luminosité du pulsar dans le domaine radio permet l'étude détaillée des [[pulse (astronomie)|pulses]] qu'il émet avec une très haute résolution temporelle. Il met en évidence le phénomène de [[Microstructure (pulsar)|microstructure]], donnant des indications sur le phénomène d'émission radio de ce type d'objets.
{{clr}}

== Voir aussi ==
=== Articles connexes ===
* [[SN 1054]]
* [[Nébuleuse du Crabe]]
* [[PSR B0833-45|Pulsar de Vela]]
* [[Liste de pulsars notables]]
* [[Glitch (astronomie)]]
* [[Pulse géant]]
* [[Microstructure]]

=== Liens externes ===
* {{Simbad|id=PSR+B0531%2B21}}
* {{ATNF|B0531%2B21}}
* {{Lien web |langue=en |titre= Flashes of the Crab Pulsar |url=https://apod.nasa.gov/apod/ap210209.html |site=[[Astronomy Picture of the Day]] |éditeur=NASA |date=09/02/2021 |consulté le=01-08-2022}} ([https://dpelletier.profweb.ca/AstronomieCompl/APOD/APOD%20NGC%20IC%20et%20M/09_02_21_CrabPulsar.html   traduction/adaptation française])
* {{Lien web |langue=en |titre= The Spinning Pulsar of the Crab Nebula |url=https://apod.nasa.gov/apod/ap220821.html |site=[[Astronomy Picture of the Day]] |éditeur=NASA |date=21/08/2022 |consulté le=21-08-2022}} ([https://dpelletier.profweb.ca/AstronomieCompl/APOD/APOD%20NGC%20IC%20et%20M/21_08_22_PulsarM1.html traduction/adaptation française])

=== Références ===
* {{Livre Pulsar astronomy3}}, pages 5 à 11 et 102 à 110,
* {{Livre Stephenson-Green}}, pages 149 à 149.

=== Notes ===
{{Références}}

{{Palette|Étoiles du Taureau}}
{{Portail|astronomie|étoiles}}

[[Catégorie:Pulsar]]
[[Catégorie:Pulsar X]]
[[Catégorie:Pulsar gamma]]
[[Catégorie:Constellation du Taureau]]
[[Catégorie:Objet céleste découvert en 1968]]
[[Catégorie:Bras de Persée]]
[[Catégorie:Étoile nommée d'après un astronome professionnel|Baade]]