Voir la source de Pulsar

{{Voir homonymes|Pulsar (homonymie)}}
{{confusion| Blazar| Quasar| Microquasar |Quasi-étoile}}
{{Infobox
| nom     = Pulsar
| image   = NASA’s Fermi Mission Finds 300 Gamma-Ray Pulsars (SVS14434 - pulsar art 2).gif
| légende = [[Vue d'artiste]] de la [[Fermi Gamma-ray Space Telescope|mission Fermi]] de la [[NASA]], d'un pulsar en rotation et de ses faisceaux de radiations.
}}
Un '''pulsar''' est une [[étoile à neutrons]] tournant très rapidement sur elle-même (période typique de l'ordre de la [[Seconde (temps)|seconde]], voire beaucoup moins pour les [[Pulsar milliseconde|pulsars milliseconde]]) et émettant un fort [[rayonnement électromagnétique]] dans la direction de son [[axe magnétique]], allant de l'ordre de la milliseconde à quelques dizaines de secondes.

== Terminologie ==
Attesté dès {{date|1969|en astronomie}}<ref name="Rösch (1969)">{{article
 |langue=fr
 |prénom=Jean
 |nom=Rösch
 |lien auteur=Jean Rösch
 |titre=Les progrès récents de l'astronomie
 |périodique=[[L'Astronomie]]
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 |date={{date-|février 1969|en astronomie}}
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 |passage=81}}.</ref>{{,}}<ref name="Baglin (1969)">{{article
 |langue=fr
 |prénom=Annie
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 |titre=Les pulsars
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 |date={{date-|juin 1969|en astronomie}}
 |pages=233-243
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 |consulté le=13 janvier 2016
}}.</ref>, le [[Nom (grammaire)|substantif]]<ref name="Académie">{{académie|pulsar|édition=9}} {{consulté le|13 janvier 2016}}.</ref> [[Genre grammatical|masculin]]<ref name="Larousse">Entrée {{lien web|langue=fr |titre=pulsar |url=http://www.larousse.fr/dictionnaires/francais/pulsar/65053 |site=larousse.fr/dictionnaires/francais |éditeur=[[Éditions Larousse|Larousse]] |consulté le=13 janvier 2016}}.</ref> ''pulsar'' ({{API-fr|/pyl.saʁ/|complet}} {{Prononciation|Fr-pulsar.ogg}}) a été [[Emprunt lexical|emprunté]] à l'[[anglais]] ''{{langue|en|texte=pulsar}}''<ref name="Académie" />, un [[mot-valise]]<ref name="Maan (2013)">{{Ouvrage
 |langue=en
 |prénom1=Yogesh
 |nom1=Maan
 |titre=Tomographic studies of pulsar radio emission cones and searches for radio counterparts of gamma-ray pulsars
 |lieu=Bangalore
 |éditeur={{lang|en|[[Indian Institute of Science]]}}
 |nature ouvrage=thèse de doctorat sous la direction d'Avinash A. Deshpande
 |date={{date-|juillet 2013|en astronomie}}
 |pages totales={{XVI}}-180
 |passage={{nobr|sect. 1.1}} (« {{lang|en|A brief introduction to pulsars}} »), {{p.|1}}, {{n.|1}}
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 |lire en ligne=http://dspace.rri.res.in/bitstream/2289/5908/1/Yogesh_Maan_Thesis.pdf
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 |consulté le=16 janvier 2016
 |numéro chapitre=1
 |titre chapitre=Introduction
}}.</ref> de même sens<ref name="Académie" />, [[Néologisme|créé]] à partir de la [[Locution (linguistique)|locution]] ''{{langue|en|texte=pulsating star}}''<ref name="Baglin (1969)" />{{,}}<ref name="Larousse" /> ([[Sens propre et sens figuré|proprement]] « étoile pulsante »<ref name="Baglin (1969)" />), composée de ''{{langue|en|texte=pulsating}}'' (« vibrant ») et ''{{langue|en|texte=star}}'' (« étoile »).

Le [[néologisme]] a d'abord été attribué à l'[[astronome]] et [[Astrophysique|astrophysicien]] [[États-Unis|américain]] {{langue|en|texte=[[Frank Drake]]}} qui l'aurait proposé dès {{date|avril 1968|en astronomie}}<ref name="Ter Haar (1979)">{{article
 |langue=en
 |prénom=Dirk
 |nom=ter Haar
 |lien auteur=:en:Dirk ter Haar
 |titre=Pulsars
 |traduction titre=Pulsars
 |périodique={{lang|en|Bulletin of the [[w:en:Astronomical Society of India|Astronomical Society of India]]}}
 |volume=7
 |date={{date-|juillet 1979|en astronomie}}
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 |passage=56}}.</ref>, mais il s'avère qu'il est apparu antérieurement, la première fois dans une [[interview]] de l'astronome [[Royaume-Uni|britannique]] {{langue|en|texte=[[Antony Hewish]]}} parue dans ''{{langue|en|texte=[[The Daily Telegraph]]}}'' du {{date|5 mars 1968|en astronomie}}<ref name="Breton (2008)">{{Ouvrage
 |langue=en
 |prénom1=René Paul
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 |titre=Radio pulsars in binary systems
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 |passage={{nobr|sect. 1.2}} (« {{lang|en|Historical background}} »), {{§|1.2.1}} (« {{lang|en|The great discovery}} »), {{p.|9}}
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 |titre chapitre=Introduction
}}.</ref>. Mais la véritable découverte des pulsars est à attribuer à [[Jocelyn Bell]] en 1967, alors étudiante en doctorat à l'[[université de Cambridge]], où elle assistait l'astronome Anthony Hewish<ref>{{Lien web|langue=en|titre=Pulsar discoverer Jocelyn Bell Burnell wins $3-million Breakthrough Prize|url=https://www.nature.com/articles/d41586-018-06210-w|site=[[Nature (journal)]]|date=6 septembre 2018|consulté le=13 avril 2023}}</ref>{{,}}<ref>{{Lien web|langue=en|titre=Jocelyn Bell Burnell discovered pulsars, but someone else won the Nobel|url=https://www.popsci.com/space/jocelyn-bell-burnell-profile/|site=[[Popular Science]]|date=25 mai 2022|consulté le=13 avril 2023}}</ref>.

Ce mot vient de ce que, lors de leur découverte, ces objets ont dans un premier temps été interprétés comme étant des [[Étoile variable|étoiles variables]] sujettes à des pulsations très rapides. Cette hypothèse s'est rapidement révélée incorrecte, mais le nom est resté<ref name="Kurtz">Entrée « pulsar » dans {{Ouvrage
 |langue=fr
 |prénom1=Jean-Paul
 |nom1=Kurtz
 |titre=Dictionnaire étymologique, lexicologique et historique des anglicismes et des américanismes
 |tome=3
 |titre tome=de ''{{lang|en|puddler}}'' à ''zoom''.
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}} {{lire en ligne
 |lien={{Google livres|id=8sdjAgAAQBAJ|page=997}}
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 |date=13 janvier 2016
}}.</ref>.

{{Article détaillé|Désignation des pulsars}}

L'[[abréviation]] PSR est le sigle de l'anglais ''{{langue|en|texte=pulsating source of radio (emission)}}''<ref name="Burke et Graham-Smith (2010)">{{Ouvrage
 |langue=en
 |prénom1=Bernard F.
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 |lien auteur1=:en:Bernard F. Burke
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 |nom2=Graham-Smith
 |lien auteur2=Francis Graham Smith
 |titre=An introduction to radio astronomy
 |traduction titre=Une introduction à la radioastronomie
 |lieu=Cambridge et New York
 |éditeur={{lang|en|[[Cambridge University Press]]}}
 |date={{date-|2010|en astronomie}} {{3e|éd.}}
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 |présentation en ligne=http://www.cambridge.org/tt/academic/subjects/astronomy/astrophysics/introduction-radio-astronomy-3rd-edition
 |consulté le=13 janvier 2016
 |numéro chapitre=12
 |titre chapitre=Pulsars
}} {{lire en ligne
 |lien={{Google livres|id=4dI6isxCmEcC|page=253|surligne=%22pulsating%20source%20of%20radio%22}}
 |texte=lire en ligne
 |date=13 janvier 2016
}}.</ref>, proprement « source pulsante d'ondes radio »<ref name="Novak-Oertel">{{article
 |langue=fr
 |prénom1=Jérôme
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 |prénom2=Micaela
 |nom2=Oertel
 |titre=Les étoiles à neutrons
 |sous-titre=des sondes cosmiques
 |périodique=Dossier [[Pour la Science]]
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 |titre numéro=Les mystères du cosmos : du {{lang|en|Big Bang}} aux trous noirs
 |date={{date-|avril 2014-|en astronomie}}-{{date-|juin 2014|en astronomie}}
 |lire en ligne=http://www.pourlascience.fr/ewb_pages/a/article-les-etoiles-a-neutrons-des-sondes-cosmiques-32832.php
 |consulté le=13 janvier 2016
}}.</ref>.

== Généralités ==
[[image:Chandra-crab.jpg|vignette|gauche|Image composite visible-[[rayon X]] du [[pSR B0531+21|pulsar du Crabe]], né de la [[supernova historique]] {{nobr|[[SN 1054]]}}, montrant le gaz environnant la nébuleuse agité par le [[champ magnétique]] et le rayonnement du pulsar. Image [[National Aeronautics and Space Administration|NASA]].]]
L'axe magnétique d'une étoile à neutrons n'étant en général, à l'instar de la [[Terre]], pas parfaitement aligné avec son [[axe de rotation]], la région d'émission correspond à un [[instant]] donné à un faisceau, qui balaie au cours du temps un [[Cône (géométrie)|cône]] du fait de la rotation de l'astre. Un pulsar se signale pour un observateur distant sous la forme d'un signal périodique, la période correspondant à la [[période de rotation]] de l'astre. Ce signal périodique est extrêmement stable, car la rotation de l'astre l'est également, en général, toutefois sa périodicité ralentit presque toujours très légèrement au fil du temps, sur de longues observations.

[[Fichier:Millisecond pulsar and accretion disk - NASA animation (hi-res).ogv|thumb|Vue artistique d'un pulsar tirant de la matière d'une étoile proche.]]
Les pulsars sont issus de l'explosion d'une [[étoile]] massive en fin de vie, phénomène appelé [[supernova]] [[supernova à effondrement de cœur|(supernovas à effondrement de cœur]], mais l'autre classe de supernovas, les [[Supernova thermonucléaire|supernovas thermonucléaires]] ne laissant pas derrière elles de résidu compact, ni d'émission périodique), et toutes les supernovas à effondrement de cœur ne donnent pas naissance à des pulsars, certaines laissant derrière elles un [[trou noir]]. Si une étoile à neutrons a une durée de vie virtuellement infinie, le phénomène d'émission caractéristique d'un pulsar ne se manifeste en général fortement que pendant quelques millions d'années, après quoi il devient trop faible pour être détectable avec nos [[technologie]]s actuelles.

Les pulsars ont été découverts de façon quelque peu fortuite, en [[1967]], par [[Jocelyn Bell]] (maintenant Jocelyn Bell-Burnell) et son directeur de thèse [[Antony Hewish]]<ref>{{Lien web|langue=en |auteur institutionnel= {{lang|en|High Energy Astrophysics Science Archive Research Center ([[National Aeronautics and Space Administration|NAS]])}} |titre=Jocelyn Bell Burnell |année=2018 |mois=avril |url=https://starchild.gsfc.nasa.gov/docs/StarChild/whos_who_level2/bell.html |site={{lang|en|StarChild}} |consulté le=17 avril 2018}}.</ref>{{,}}<ref>{{Ouvrage|langue=en |auteur1=Elizabeth H. Oakes |titre=Encyclopedia of World Scientists : L-Z |lieu=New York |éditeur={{lang|en|[[Infobase Publishing]]}} |année=2007 |année première édition=2001 |pages totales=913 |passage=51-52, 330 |isbn=978-0-8160-6158-7 |isbn2=0-8160-6158-0}}.</ref>. Dans le [[laboratoire Cavendish]] de l'[[université de Cambridge]], ils étudiaient des phénomènes de [[Scintillation (étoile)|scintillation]] [[Réfraction|réfractive]] dans le domaine des [[Onde radio|ondes radio]] et avaient de ce fait besoin d'un appareil mesurant des variations d'un signal radio sur des courtes durées (une fraction de seconde). L'instrument a permis de détecter la variation périodique d'objets qui, considérés, un temps, pour plaisanter, comme des sources de signaux de communication émanant d'une intelligence extraterrestre<ref>{{Lien web|langue=en |auteur institutionnel={{lang|la|[[Encyclopædia Britannica]]}} |titre=Jocelyn Bell Burnell |année=2015 |mois=septembre |jour=18 |url=https://www.britannica.com/biography/Jocelyn-Bell-Burnell |consulté le=17 avril 2018}}.</ref>, se sont avérés être des pulsars, le premier d'entre eux portant le nom de {{nobr|[[PSR B1919+21]]}} (ou {{nobr|CP 1919}} à l'époque). Sept ans plus tard, le [[prix Nobel de physique]] [[1974 en science|1974]], le premier [[prix Nobel]] récompensant des recherches en astronomie<ref name="LeFigaro_2010_10_04">{{Lien web|auteur=Tristan Vey |titre=Ces scientifiques privés injustement de Nobel |jour=4 |mois=octobre |année=2010 |éditeur=[[Le Figaro]] |url=http://www.lefigaro.fr/sciences-technologies/2010/10/04/01030-20101004ARTFIG00585-ces-scientifiques-prives-injustement-de-nobel.php |issn=0182-5852 |consulté le=17 avril 2018}}.</ref>, fut attribué à Hewish et à son collaborateur [[Martin Ryle]], pour leurs travaux pionniers dans le domaine de la [[Radioastronomie|radioastrophysique]]<ref>{{Lien web|langue=en |auteur institutionnel=[[Fondation Nobel]] |traduction titre=Le prix Nobel de physique 1974 |titre=The Nobel Prize in Physics 1974 |année=2018 |mois=avril |url=https://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1974/ |site=www.nobelprize.org |consulté le=17 avril 2018}}.</ref>. Bien que la [[Fondation Nobel]] ait souligné la rôle décisif de Hewish dans la découverte des pulsars, elle n'a pas reconnu Jocelyn Bell comme codécouvreuse du nouvel objet astronomique<ref name="LeFigaro_2010_10_04" />. Une partie de la communauté des astronomes estimait que Bell n'avait fait que rendre compte, dans son travail de thèse, d'un phénomène qu'elle n'avait pas compris<ref name="LeFigaro_2010_10_04" />. D'autres scientifiques, dont [[Fred Hoyle]]<ref>{{Lien web|langue=en |auteur institutionnel={{lang|en|[[The New York Times]]}} |titre=Hoyle Disputes Nobel Physics Award |jour=22 |mois=mars |année=1975 |url=https://www.nytimes.com/1975/03/22/archives/hoyle-disputes-nobel-physics-award.html |consulté le=17 avril 2018}}.</ref>, ont manifesté leur indignation devant ce qu'ils considéraient comme une injustice<ref>{{Ouvrage|langue=fr |auteur1=[[François Rothen]] |préface=[[Michel Mayor]] |titre=La fascination des ailleurs |sous-titre=chasseurs de planètes |lieu=Lausanne |éditeur=[[Presses polytechniques et universitaires romandes]] |collection=Focus science |année=2015 |pages totales=303 |passage=133-135 |isbn=978-2-88915-140-0 |isbn2=2-88915-140-9 |oclc=929823933 |bnf=44399667}}.</ref>{{,}}<ref>{{Ouvrage|langue=fr |auteur1=Suzy Collin-Zahn |titre=Des quasars aux trous noirs |lieu=Les Ulis |éditeur=[[EDP Sciences]] |collection=Sciences & histoire |année=2009 |pages totales=455|passage=246 |isbn=978-2-7598-0377-4 |isbn2=2-7598-0377-5 |oclc=837924295 |bnf=41407454}}.</ref>.

[[File:Vela pulsar - Chandra, animation.gif|vignette|gauche|Le pulsar des Voiles (ou pulsar de Vela) [[PSR B0833-45]], et sa [[nébuleuse de vent de pulsar]], vu par le télescope spatial [[Chandra (télescope spatial)|Chandra]] de la [[NASA]].]]
La découverte des pulsars a permis le développement important de très nombreuses disciplines de l'[[astrophysique]], depuis les tests de la [[relativité générale]] et de la [[physique de la matière condensée]] jusqu'à l'étude de la structure de la [[Voie lactée]], en passant bien sûr par les [[supernova]]s. L'étude d'un [[pulsar binaire]], le {{nobr|[[PSR B1913+16]]}}, a pour la première fois permis de mettre en évidence la réalité du [[rayonnement gravitationnel]] prédit par la relativité générale, et a également été récompensée du prix Nobel de physique ([[Russell Alan Hulse]] et [[Joseph Hooton Taylor]], en [[1993]]).

[[File:NASA’s Fermi Mission Finds 300 Gamma-Ray Pulsars (SVS14434 - Vela gamma pulse 16x9).gif|vignette|[[Rayon gamma]] du pulsar des Voiles (ou pulsar de Vela) [[PSR B0833-45]], vu par le télescope spatial [[Fermi Gamma-ray Space Telescope]] de la NASA.]]
Du fait que l'émission d'un pulsar est physiquement cantonnée dans les limites d'une surface [[conique]], un grand nombre de pulsars sont inobservables depuis la Terre, car celle-ci ne se trouve pas dans le cône balayé par leurs faisceaux d'émission. Néanmoins, plus de {{nombre|2000|pulsars}} étaient connus en 2017), la quasi-totalité d'entre eux étant situés dans la [[Voie lactée]] et certains de ses [[amas globulaire]]s, et d'autres, très peu nombreux, étant situés dans les deux [[Nuages de Magellan]]. Même un pulsar aussi énergétique que le pulsar le plus énergétique connu (le pulsar du Crabe, aussi appelé {{nobr|[[PSR B0531+21]]}}) serait ''{{lang|la|a priori}}'' indétectable s'il était observé depuis la [[galaxie d'Andromède]] (M31), aussi la Voie lactée et les Nuages de Magellan sont-elles les seules galaxies où il semble envisageable d'étudier ces objets avec les technologies actuelles.

== Types de pulsar ==
Il existe une grande variété de types de pulsar (pulsars radio, [[Pulsar X|pulsars X]], [[Pulsar X anormal|pulsars X anormaux]], [[magnétar]]s, [[Pulsar milliseconde|pulsars milliseconde]]), dont les propriétés dépendent essentiellement de leur âge et de leur environnement :
[[File:Artist’s impression of the magnetar in the extraordinary star cluster Westerlund 1.jpg|vignette|Vue d'artiste de l'[[European Southern Observatory|ESO]], du [[magnétar]] [[CXOU J164710.2−455216]].]]
* Les '''pulsars radio''' représentent le gros de la population observée des pulsars. Il s'agit d'objets détectés dans le domaine des [[Onde radio|ondes radio]] par leur émission pulsée. Leur détection fait l'objet de techniques particulières, le caractère pulsé de l'émission étant relativement difficile à mettre en évidence, sauf propriétés spécifiques de certains de ces pulsars ([[Pulse géant|pulses géants]] notamment). De façon paradoxale, le processus physique précis qui explique l'intense émission radio de ces objets n'est pas bien connu… ce qui n'empêche en rien d'étudier ces objets par son intermédiaire.
* Les '''[[Pulsar X|pulsars X]]''' émettent dans le domaine des [[Rayon X|rayons X]], caractéristique qui regroupe plusieurs phénomènes distincts. Cette émission en X n'est en général pas due à l'émission de leur surface, pourtant très chaude (plusieurs millions de [[kelvin]]s, voire beaucoup plus), mais est produite à l'extérieur de celle-ci par des processus énergétiques résultant de la rotation rapide de l'étoile à neutrons. Une autre possibilité est qu'elle est due au dégagement d'énergie très intense causé par de la matière s'écrasant sur leur surface et échauffée lors de sa chute sur celle-ci. De tels pulsars sont situés au sein d'un [[Système binaire (astronomie)|système binaire]] dans lequel ils orbitent avec un compagnon qui est une [[étoile]] ordinaire. Si l'émission X de ce type d'objet est dans ce cas très facile à observer (l'énergie ainsi rayonnée est considérable, de l'ordre de {{nombre|e=31|[[watt]]s}}, soit plusieurs dizaines de milliers de [[Luminosité solaire|luminosités solaires]]), son caractère pulsé est en revanche bien plus difficile à mettre en évidence, au point que diverses sources de ce type (appelées pour des raisons évidentes [[Binaire X|binaires X]]) ne sont pas identifiables en tant que pulsars X<ref>Une binaire X peut également est être composée de la combinaison étoile-[[trou noir]], qui peut être très difficile à distinguer d'une combinaison étoile-pulsar.</ref>.
* Les '''[[Pulsar gamma|pulsars gamma]]''' sont comme leur nom l'indique des pulsars émettant dans le domaine des [[Rayon gamma|rayons gamma]]. Quand ces objets ne font pas partie d'un système binaire, leur émission gamma est rare (ou en tout cas difficilement détectable) : seuls {{nombre|7|pulsars}} gamma sont connus début 2008, avant le lancement du [[Fermi Gamma-ray Space Telescope|satellite Fermi]] (en 2013 plus d'une centaine). Si l'on excepte les pulsars présents dans les systèmes binaires, la quasi-totalité des pulsars X et pulsars gamma sont aussi des pulsars radio. La seule (notable) exception à cette règle est {{nobr|[[PSR J0633+1746]]}}, plus connu sous le nom de Geminga, qui de façon paradoxale est une des sources gamma les plus puissantes du ciel, mais qui demeure à ce jour totalement indétectable en radio.
* Les '''[[Pulsar X anormal|pulsars X anormaux]]''' sont comme leur nom l'indique des pulsars X dont l'émission est « anormale », en l'occurrence, supérieure à l'émission maximale que ces objets devraient ''{{lang|la|a priori}}'' avoir. Ils sont le signe qu'un autre processus physique, mal identifié à ce jour, leur confère une énergie importante.
* Les '''[[magnétar]]s''' sont des pulsars dont le [[champ magnétique]] est extrêmement élevé (jusqu'à {{nombre|e=11|[[Tesla (unité)|teslas]]}}). De tels objets sont vraisemblablement très jeunes. Il n'est pas bien établi si ces objets sont intrinsèquement rares ou s'ils représentent un état transitoire bref mais normal de la vie d'un pulsar.
* Les '''[[Pulsar milliseconde|pulsars milliseconde]]''' sont des pulsars très âgés, dotés d'un champ magnétique très faible (pour un pulsar, soit quand même de l'ordre de {{nombre|e=4|teslas}}) mais d'une vitesse de rotation très élevée. Ces pulsars sont souvent en orbite autour d'un compagnon, en général étoile ou [[naine blanche]]. La présence de ce compagnon semble jouer un rôle crucial dans la formation de ces objets.

[[File:26. Tagung 1976 Physiker; Gruppen beim Bayrischen Frühstück Antony Hewish - W134Nr.106841b - Willy Pragher.jpg|vignette|redresse|L'astronome britannique [[Antony Hewish]], en 1976, [[prix Nobel de physique]] [[1974 en science|1974]] pour son rôle décisif dans la découverte des pulsars.]]
== Historique de la découverte ==
[[Fichier:Susan Jocelyn Bell (Burnell), 1967.jpg|vignette|redresse|gauche|L'astrophysicienne britannique [[Jocelyn Bell]], étudiante en 1967.]]
Les pulsars ont été découverts en [[1967]] par [[Jocelyn Bell]] (alors étudiante âgée de 24 ans) et son directeur de thèse [[Antony Hewish]], à l'[[université de Cambridge]], alors qu'ils étudiaient la [[Scintillation (étoile)|scintillation]] des [[quasar]]s avec leur [[radiotélescope]] {{lien|Interplanetary Scintillation Array}} de l'[[Observatoire de radioastronomie Mullard]] près de [[Cambridge]]. Ils trouvèrent un signal très régulier, constitué de courtes impulsions de rayonnement se répétant de façon très régulière (la période de {{nombre|1.337301192|seconde}} étant ultérieurement mesurée avec une très haute précision). L'aspect très régulier du signal plaidait pour une origine artificielle, mais une origine terrestre était exclue, car le temps qu'il prenait pour réapparaitre était un [[jour sidéral]] et pas un [[Temps solaire|jour solaire]], indiquant une position fixe sur la [[sphère céleste]], chose impossible pour un [[satellite artificiel]].

Ce nouvel objet fut baptisé {{nobr|CP 1919}} pour {{citation|Cambridge Pulsar à {{heure|19|19}} d'[[ascension droite]]}} et est nommé aujourd'hui {{nobr|[[PSR B1919+21]]}} pour {{citation|Pulsar à {{heure|19|19}} en [[ascension droite]] et +21° de [[Déclinaison (astronomie)|déclinaison]]}}. [[Jean-Pierre Luminet]] indique que {{citation|lors de la découverte de ces objets extraordinaires, en 1967, certains astronomes ont d’abord cru qu’il s’agissait de signaux artificiels émis par des [[Intelligence extraterrestre|intelligences extra-terrestres]], car la régularité de la pulsation paraissait surnaturelle}} : le premier pulsar a ainsi été baptisé « [[LGM-1]] » {{incise|et ainsi de suite pour les suivants : LGM-2{{etc.}}}} pour ''{{lang|en|Little Green Men}}''-1 (''litt.'' « [[petits hommes verts]]-1 »)<ref name="Luminet2003">{{Article |auteur1=[[Jean-Pierre Luminet]] |titre=La mort des étoiles |périodique=Études sur la mort |numéro=124 |année=2003 |passage=9-20 |lire en ligne=http://www.cairn.info/revue-etudes-sur-la-mort-2003-2-page-9.htm |consulté le=29 décembre 2016 }}. Via [[Cairn.info]].</ref>. Après maintes spéculations, il fut admis que le seul objet naturel qui pourrait être responsable de ce signal était une [[étoile à neutrons]] en rotation rapide. Ces objets n'avaient pas encore à l'époque été observés, mais leur existence comme produit de l'explosion d'une étoile massive en fin de vie ne faisait guère de doute. La découverte du pulsar {{nobr|[[PSR B0531+21]]}} au sein de la [[nébuleuse du Crabe]] (M1), résultat de la [[supernova historique]] {{nobr|[[SN 1054]]}} abondamment décrite par les astronomes d'Extrême-Orient (Chine, Japon) acheva de parfaire l'identification entre pulsars et étoiles à neutrons.

[[File:Chart Showing Radio Signal of First Identified Pulsar, crop & rotate.jpg|vignette|Graphique du radiotélescope {{lien|Interplanetary Scintillation Array}}, sur lequel [[Jocelyn Bell]] a reconnu pour la première fois la présence d’un pulsar {{nobr|CP 1919}} ou [[LGM-1]] (''{{lang|en|Little Green Men}}''-1, ''[[Petits hommes verts]]-1'') plus tard désigné {{nobr|[[PSR B1919+21]]}}, exposé à la [[bibliothèque de l'université de Cambridge]].]]
La population de pulsars s'enrichit peu à peu de nouveaux objets, dont certains avaient des propriétés atypiques. Ainsi, le premier [[pulsar binaire]], c'est-à-dire faisant partie d'un [[Système binaire (astronomie)|système binaire]] fut découvert en [[1974]]. Il possédait la propriété remarquable de posséder comme compagnon une autre étoile à neutrons, formant avec lui un système binaire en orbite extrêmement serrée, au point que la [[gravitation universelle]] ne permet pas d'expliquer les détails de l'orbite du pulsar, révélée par les modulations des temps d'arrivée de l'émission pulsée de ces objets. La précision élevée des mesures a permis aux astronomes de calculer la perte d'énergie orbitale de ce système, que l'on attribue à l'émission d'[[Onde gravitationnelle|ondes gravitationnelles]]. Un système encore plus remarquable fut découvert en [[2004]], le [[pulsar double]] {{nobr|[[PSR J0737-3039]]}}. Ce système est composé de deux étoiles à neutrons, qui sont toutes deux vues comme des pulsars. Ils forment le système avec une étoile à neutron le plus serré connu à ce jour, avec une [[période orbitale]] d'environ deux heures. Encore plus remarquable, l'[[Inclinaison orbitale|inclinaison]] de ce système est très basse (le système est quasiment vu dans son [[plan orbital]]), au point qu'un phénomène d'[[éclipse]] se produit pendant quelques dizaines de secondes lors de la révolution du système. Cette éclipse n'est pas due au masquage du pulsar d'arrière-plan par la surface de celui d'avant-plan, mais au fait que les pulsars sont entourés d'une région fortement magnétisée, la [[magnétosphère]], siège de phénomènes électromagnétiques complexes. Cette magnétosphère est susceptible d'empêcher la propagation du rayonnement issu du pulsar d'arrière-plan, offrant l'opportunité unique d'étudier la structure de la magnétosphère de ces objets.

Dans les {{nobr|[[années 1980]]}}, on découvrit les [[Pulsar milliseconde|pulsars milliseconde]], qui, comme leur nom l'indique, possèdent des périodes de quelques millisecondes (typiquement {{nobr|entre 2 et 5}}). Depuis 1982, le pulsar {{nobr|[[PSR B1937+21]]}} possédait la fréquence de rotation la plus élevée. Sa fréquence de rotation s'élevait à {{unité|642|Hz}}. Au cours du mois de {{date|janvier 2006}}, une publication a fait état de la détection d'un pulsar baptisé {{nobr|[[PSR J1748-2446ad]]}} (ou Ter5ad pour faire plus court, le pulsar étant situé au sein de l'[[amas globulaire]] {{nobr|[[Terzan 5]]}}) et dont la fréquence de rotation s'élève à {{unité|716|Hz}}. La recherche des pulsars à la rotation la plus rapide est d'un intérêt élevé pour l'étude de ces objets. En effet, leur période de rotation maximale est directement liée à leur taille : plus leur taille est petite, plus leur vitesse de rotation maximale peut être élevée, ceci parce que la vitesse de rotation d'un objet est limitée par le fait que la [[force centrifuge]] ne peut excéder la force de gravitation, sans quoi l'objet perdrait spontanément la masse située dans ses régions équatoriales. La force centrifuge subie par les régions équatoriales augmente avec la taille de l'objet, alors que sa [[gravité de surface]] diminue. Un objet en rotation très rapide est ainsi signe d'un objet intrinsèquement petit, ce qui peut permettre de fixer sa structure interne, une étoile à neutrons très petite étant signe non pas d'un objet peu massif, mais d'un objet très [[Compacité (astronomie)|compact]].

== Observation et détection des pulsars ==
Les pulsars sont en général plus facilement observables en radio. Leur détection requiert par contre un certain soin. En effet, la vitesse de [[propagation des ondes radio]] est très légèrement inférieure à celle de la lumière du fait de la densité très faible mais non nulle du [[milieu interstellaire]]. Les calculs indiquent que cette vitesse de propagation dépend de la [[longueur d'onde]] d'observation. En conséquence de quoi, le train de pulses d'un pulsar va arriver décalé d'une fréquence à l'autre, ce que l'on appelle [[mesure de dispersion]]. Si l'on observe sur une bande de fréquence trop large, alors le décalage des temps d'arrivée peut devenir supérieur à la période du pulsar, et l'on perd l'émission périodique de celui-ci. Pour détecter un pulsar, il convient donc d'observer des bandes de fréquences très étroites. Le problème est alors que la [[densité de flux]] reçue est très faible. En pratique, l'on contourne le problème en observant plusieurs bandes de fréquence et en regardant si l'on arrive à les combiner en un signal périodique une fois supposée la présence de dispersion.

Le tableau ci-dessous liste les principales opérations dédiées sur l'un des grands [[radiotélescope]]s [[terre]]stres en vue de détecter des pulsars.

{| class="wikitable" 
|-
! Observatoire !! Fréquence <br />de recherche <br />([[hertz|MHz]]) !! Canaux et <br />bande passante <br />(MHz) !! Échantillonnage <br />([[milliseconde|ms]]) !! Sensibilité <br />([[Jansky (unité)|mJy]]) !! Région couverte !! Nombre <br /> de pulsars <br />découverts !! Année et références
|-
| [[Observatoire de Molonglo|Molonglo]] || 408 || 4 || - || - || - || 31 || [[1968]]<ref>{{en}} [[M. I. Large]], [[A. E. Vaughan]] & {{lien|lang=de|trad=Richard Wielebinski|texte=R. Wielebinski}}, ''{{lang|en|Pulsar Search at the Molonglo Radio Observatory}}'', ''[[Nature (revue)|Nature]]'', '''220''', 753-756 (1968) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1968Natur.220..753L Voir en ligne (accès restreint)].</ref>, [[1969]]<ref>{{en}} [[A. E. Vaughan]], [[M. I. Large]] & [[Richard Wielebinski|R. Wielebinski]], ''{{lang|en|Three New Pulsars}}'', ''[[Nature (revue)|Nature]]'', '''222''', 963 (1969) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1969Natur.222..963V Voir en ligne (accès restreint)].</ref>
|-
| [[Observatoire de Jodrell Bank|Jodrell Bank]] || 408 || 4 || 40 || 10 || 0°<nowiki><</nowiki>''[[Longitude galactique|l]]''<nowiki><</nowiki>40°<br />|''[[Latitude galactique|b]]''|<nowiki><</nowiki>10°|| 31 || [[1970]]<ref>{{en}} [[J. G. Davies]], [[M. I. Large]] & [[A. C. Pickwick]], ''{{lang|en|Five New Pulsars}}'', ''[[Nature (revue)|Nature]]'', '''227''', 1123-1124 (1970) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1970Natur.227.1123D Voir en ligne (accès restreint)].</ref>{{,}}<ref>{{en}} [[J. G. Davies]] & [[M. I. Large]], ''{{lang|en|A single-pulse search for pulsars}}'', ''{{lang|en|[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]}}'', '''149''', 301-310 (1970) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1970MNRAS.149..301D Voir en ligne].</ref>
|-
| [[Radiotélescope d'Arecibo|Arecibo]] || 430 || 8 || 5,6 || - || 35°<nowiki><</nowiki>''[[Longitude galactique|l]]''<nowiki><</nowiki>75° et 170°<nowiki><</nowiki>''[[Longitude galactique|l]]''<nowiki><</nowiki>75°<br />|''[[Latitude galactique|b]]''|<nowiki><</nowiki>4°|| 31 || [[1974]]<ref>{{en}} [[Russell Alan Hulse|R. A. Hulse]] & [[Joseph Hooton Taylor|J. H. Taylor]], ''{{lang|en|A High-Sensitivity Pulsar Survey}}'', ''{{lang|en|[[The Astrophysical Journal Letters]]}}'', '''191''', L59-L61 (1974) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1974ApJ...191L..59H Voir en ligne].</ref>, [[1975]]<ref>{{en}} [[Russell Alan Hulse|R. A. Hulse]] & [[Joseph Hooton Taylor|J. H. Taylor]], ''{{lang|en|A deep sample of new pulsars and their spatial extent in the galaxy}}'', ''{{lang|en|[[The Astrophysical Journal Letters]]}}'', '''201''', L55-L59 (1975) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1975ApJ...201L..55H Voir en ligne].</ref>
|-
| [[Observatoire de Molonglo|Molonglo]] || 408 || 4 || 10 || - || [[Déclinaison (astronomie)|δ]]<nowiki><</nowiki>20°|| 155 || [[1978]]<ref>{{en}} [[Richard Manchester]] {{et al.}}, ''{{lang|en|The second Molonglo pulsar survey - discovery of {{nombre|155|pulsars}}}}'', ''{{lang|en|[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]}}'', '''185''', 409-421 (1978) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1978MNRAS.185..409M Voir en ligne].</ref>
|-
| [[Observatoire de Green Bank|{{lang|en|Green Bank}}]] || 408 || 16 || 16 || - || [[Déclinaison (astronomie)|δ]]<nowiki>></nowiki>20° || 23 || [[1982]]<ref>{{en}} [[M. Damashek]] {{et al.}}, ''{{lang|en|Northern Hemisphere pulsar survey - A third radio pulsar in a binary system}}'', ''{{lang|en|[[The Astrophysical Journal Letters]]}}'', '''253''', L57-L60 (1982) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1982ApJ...253L..57D Voir en ligne].</ref>
|-
| [[Observatoire de Green Bank|{{lang|en|Green Bank}}]] || 390 || 16 || 16 || 2 || [[Déclinaison (astronomie)|δ]]<nowiki><</nowiki>-18°|| 34 || [[1985]]<ref>{{en}} [[G. H. Sokes]] {{et al.}}, ''{{lang|en|A survey for short-period pulsars}}'', ''[[Nature (revue)|Nature]]'', '''317'', 787-788 (1985) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1985Natur.317..787S Voir en ligne (accès restreint)].</ref>{{,}}<ref>{{en}} [[R. J. Dewey]] {{et al.}}, ''{{lang|en|A search for low-luminosity pulsars}}'', ''{{lang|en|[[The Astrophysical Journal Letters]]}}'', '''294''', L25-L29 (1985) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1985ApJ...294L..25D Voir en ligne].</ref>
|-
| [[Observatoire de Green Bank|{{lang|en|Green Bank}}]] || 390 || 8 || 2 || 3 || {{nombre|3725|degrés}} carrés|| 20 || [[1986]]<ref>{{en}} [[G. H. Stokes]] {{et al.}}, ''{{lang|en|Results of two surveys for fast pulsars}}'', ''{{lang|en|[[The Astrophysical Journal]]}}'', '''311''', 694-700 (1986) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1986ApJ...311..694S Voir en ligne].</ref>
|-
| [[Observatoire de Jodrell Bank|Jodrell Bank]] || 1400 || 40 || 2 || 1 || -5°<nowiki><</nowiki>''[[Longitude galactique|l]]''<nowiki><</nowiki>95°, |''[[Latitude galactique|b]]''|<nowiki><</nowiki>1° et<br /> 95°<nowiki><</nowiki>''[[Longitude galactique|l]]''<nowiki><</nowiki>105°, |''[[Latitude galactique|b]]''|<nowiki><</nowiki>0,6°|| 40 || [[1992]]<ref>{{en}} [[T. R. Clifton]] {{et al.}}, ''{{lang|en|A high-frequency survey of the galactic plane for young and distant pulsars}}'', ''{{lang|en|[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]}}'', '''254''', 177-184 (1992) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1992MNRAS.254..177C Voir en ligne].</ref>
|-
| [[Observatoire de Parkes|Parkes]] || 1500 || 80 et 320 || 0,3 et 1,2 || 2,5 et 1,0 || 270°<nowiki><</nowiki>''[[Longitude galactique|l]]''<nowiki><</nowiki>20°<br />|''[[Latitude galactique|b]]''|<nowiki><</nowiki>10° || 46 || [[1992]]<ref>{{en}} [[Simon Johnston]] {{et al.}}, ''{{lang|en|A high-frequency survey of the southern Galactic plane for pulsars}}'', ''{{lang|en|[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]}}'', '''255''', 401-411 (1992) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1992MNRAS.255..401J Voir en ligne].</ref>
|-
| [[Radiotélescope d'Arecibo|Arecibo]] || 430 || 10 || 0,25 || 0,2 || {{nombre|9128|degrés}} carrés || 19 || [[1995]]<ref>{{en}} [[R. S. Foster]] {{et al.}}, ''{{lang|en|A High Galactic Latitude Pulsar Survey of the Arecibo Sky}}'', ''{{lang|en|[[The Astrophysical Journal]]}}'', '''454''', 826-830 (1995) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1995ApJ...454..826F Voir en ligne].</ref>
|-
| [[Observatoire de Parkes|Parkes]] || 436 || 32 || 0,3 || 3 || Ciel austral complet || 101 || [[1996]]<ref>{{en}} [[Richard Manchester]] {{et al.}}, ''{{lang|en|The Parkes Southern Pulsar Survey. I. Observing and data analysis systems and initial results}}'', ''{{lang|en|[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]}}'', '''279''', 1235-1250 (1996) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1996MNRAS.279.1235M Voir en ligne].</ref>
|-
| [[Radiotélescope d'Arecibo|Arecibo]] || 430 || 8 || 0,25 || 0,5 || {{nombre|680|degrés}} carrés || 12 || [[1996]]<ref>{{en}} [[Fernando Camilo]] {{et al.}}, ''{{lang|en|Princeton-Arecibo Declination-Strip Survey for Millisecond Pulsars. {{I}}}}'', ''{{lang|en|[[The Astrophysical Journal]]}}'', '''469''', 819-827 (1996) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...469..819C Voir en ligne].</ref>
|-
| [[Radiotélescope d'Arecibo|Arecibo]] || 430 || 8 || 0,2 et 0,3 || 0,7 || {{nombre|960|degrés}} carrés || 12 || [[1996]]<ref>{{en}} [[P. S. Ray]] {{et al.}}, ''{{lang|en|A Survey for Millisecond Pulsars}}'', ''{{lang|en|[[The Astrophysical Journal]]}}'', '''470''', 1103-1110 (1996) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...470.1103R Voir en ligne].</ref>
|-
| [[Observatoire de Parkes|Parkes]] || 1374 || 96×3 || 0,125 || 0,5 || 260°<nowiki><</nowiki>''[[Longitude galactique|l]]''<nowiki><</nowiki>50°<br />5°<nowiki><</nowiki>|''[[Latitude galactique|b]]''|<nowiki><</nowiki>10°|| 69 || [[2001]]<ref>{{en}} [[R. T. Edwards]] {{et al.}}, ''{{lang|en|The Swinburne intermediate-latitude pulsar survey}}'', ''{{lang|en|[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]}}'', '''326''', 358-374 (2001) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2001MNRAS.326..358E Voir en ligne].</ref>
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| [[Observatoire de Parkes|Parkes]] || 1374 || 96×3 || 0,25 || 0,17 || 260°<nowiki><</nowiki>''[[Longitude galactique|l]]''<nowiki><</nowiki>50°<br />|''[[Latitude galactique|b]]''|<nowiki><</nowiki>5°|| 700 || [[2001]]<ref>{{en}} [[Richard Manchester]] {{et al.}}, ''{{lang|en|The Parkes multi-beam pulsar survey - {{I}}. Observing and data analysis systems, discovery and timing of {{nombre|100|pulsars}}}}'', ''{{lang|en|[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]}}'', '''328''', 17-35 (2001) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2001MNRAS.328...17M Voir en ligne].</ref>, [[2002]]<ref>{{en}} [[D. J. Morris]] {{et al.}}, ''{{lang|en|The Parkes Multibeam Pulsar Survey - {{II}}. Discovery and timing of {{nombre|120|pulsars}}}}'', ''{{lang|en|[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]}}'', '''335''', 275-290 (2002) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2002MNRAS.335..275M Voir en ligne].</ref>, [[2003]]<ref>{{en}} {{lien|lang=en|trad=Michael Kramer (astronomer)|fr=Michael Kramer (astronome)|texte=M. Kramer}} {{et al.}}, ''{{lang|en|The Parkes Multibeam Pulsar Survey - {{III}}. Young pulsars and the discovery and timing of {{nombre|200|pulsars}}}}'', ''{{lang|en|[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]}}'', '''342''', 1299-1324 (2003) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2003MNRAS.342.1299K Voir en ligne].</ref>
|}

== Physique des pulsars ==

=== Origine de l'émission « pulsée » ===
[[File:Lightsmall-optimised.gif|vignette|gauche|Illustration de l'effet « [[phare]] » produit par un pulsar.]]
Les impulsions observées sont produites par un rayonnement issu de l'étoile à neutrons en rotation. Du fait que le rayonnement n'est pas [[Isotropie|isotrope]], la rotation de l'étoile provoque une modulation temporelle à la réception. L'interprétation en est que les processus de rayonnement sont liés au [[champ magnétique]] de l'étoile à neutrons, et que l'axe du champ magnétique n'est pas aligné avec l'axe de rotation de l'étoile. Ainsi, le rayonnement, dont il semble vraisemblablement qu'il soit centré sur les pôles magnétiques de l'étoile, est-il reçu sous forme de deux faisceaux orientés dans des directions opposées, ces deux faisceaux balayant l'espace, du fait de la rotation de l'étoile à neutron en formant un [[Cône (géométrie)|cône]] d'émission d'une certaine ampleur, à la manière de la lumière projetée par un phare côtier.

La modélisation la plus convaincante du scénario ci-dessus considère l'étoile à neutrons comme un [[dipôle magnétique]] en rotation.

Le [[champ magnétique]] est supposé dipolaire et aligné avec l'[[axe de rotation]] de l'étoile à neutrons{{sfn|Webb|2023|loc={{sec.|2.3}}, {{§|2.3.6}}|p=133}}. Le fort champ magnétique de l'étoile à neutrons, couplé avec la vitesse élevée de sa rotation, induit un fort [[champ électrique]]{{sfn|Webb|2023|loc={{sec.|2.3}}, {{§|2.3.6}}|p=133}}. Celui-ci enlève des particules chargées de la surface de l'étoile à neutrons et en emplit la [[magnétosphère]]{{sfn|Webb|2023|loc={{sec.|2.3}}, {{§|2.3.6}}|p=133}}. Dans celle-ci, les particules chargées sont en corotation avec l'étoile à neutrons jusqu'à un rayon caractéristique : c'est le rayon du {{terme défini|cylindre de lumière}}, où la vitesse des particules chargées atteint la [[vitesse de la lumière]] dans le [[Vide (physique)|vide]]{{sfn|Webb|2023|loc={{sec.|2.3}}, {{§|2.3.6}}|p=133}}. Au-delà du rayon du cylindre de lumière, les [[lignes de champ]] magnétique s'ouvrent car, si elles restaient fermées, la vitesse des particules chargées excèderait celle de la lumière dans le vide{{sfn|Webb|2023|loc={{sec.|2.3}}, {{§|2.3.6}}|p=133}}. Les particules chargées s'échappent via les lignes de champ ouvertes : c'est le {{terme défini|vent de pulsar}}{{sfn|Webb|2023|loc={{sec.|2.3}}, {{§|2.3.6}}|p=133}}. Le long des lignes de champ ouvertes, plus près de la surface de l'étoile à neutrons, les particules chargées sont accélérées par les différences de potentiels{{sfn|Webb|2023|loc={{sec.|2.3}}, {{§|2.3.6}}|p=133}}. Les particules chargées accélérées émettent un [[rayonnement électromagnétique]]{{sfn|Webb|2023|loc={{sec.|2.3}}, {{§|2.3.6}}|p=133}}. Si l'axe du champ magnétique n'est pas aligné avec l'axe de rotation, un observateur peut détecter des impulsions périodiques de rayonnement électromagnétique et l'étoile à neutrons est alors un pulsar{{sfn|Webb|2023|loc={{sec.|2.3}}, {{§|2.3.6}}|p=133}}.

Une telle configuration est amenée à perdre de l'[[énergie|énergie lors]] de sa rotation, et la période des signaux du pulsar doit peu à peu s'allonger avec le temps. Ce phénomène de [[ralentissement des pulsars]] est en effet observé de façon quasi systématique pour ces objets<ref>Il existe quelques exceptions, qui peuvent se ranger dans deux classes : les pulsars compris dans des systèmes binaires sont susceptibles de voir leur rotation s'accélérer quand il captent de la matière issue de leur étoile compagnon (phénomène appelé [[accrétion]]), et une accélération apparente de la rotation des pulsars peut se produire si l'on observe le pulsar accélérer dans l'espace selon une direction orientée vers l'observateur, par exemple au sein de certains [[amas globulaire]]s ([[Effet Chklovski|effet Shklovsky]]).</ref>. De façon plus précise, il est possible de prédire la forme exacte du ralentissement observé des pulsars. D'une part, il est possible de comparer l'âge déduit de l'observation du ralentissement avec l'âge réel du pulsar quand celui-ci est connu (comme pour le pulsar du Crabe), d'autre part, la loi d'évolution temporelle de la période de rotation du pulsar doit dépendre d'un paramètre appelé [[indice de freinage]], dont la valeur attendue {{nobr|est 3}}. Cet indice est malheureusement assez difficile à mesurer (il ne peut être mis en évidence en quelques années que sur des pulsars jeunes), mais la valeur trouvée est souvent relativement proche {{nobr|de 3}}, quoique presque systématiquement inférieure à cette valeur. La raison de cet écart n'est pas bien connue à l'heure actuelle.

=== La population des pulsars : le diagramme « P-P point » ===

[[Image:PPdot2.png|thumb|300px|right|Représentation de l'ensemble de pulsars connus début [[2008]] dans un diagramme montrant en abscisse leur période ''P'' (exprimée en secondes) et en ordonnée leur [[Ralentissement des pulsars|ralentissement]] (exprimé en secondes par seconde, soit un nombre sans dimension). Quelques types de pulsar sont représentés par divers codes de couleurs. Les pulsars ordinaires sont en rouge (+), les pulsars possédant une émission de haute énergie sont en bleu (*), parmi ceux-ci les pulsars X anormaux sont en vert (×) et les pulsars présents dans les systèmes binaires sont en violet (carrés). De façon manifeste, les différentes sous-classes de pulsars ne se répartissent pas aléatoirement dans le diagramme.]]
Le phénomène de ralentissement des pulsars se traduit par une lente augmentation de leur période ''P''. Cet accroissement est traditionnellement noté <math>\dot P</math> (prononcer ''P point,'' ''{{lang|en|P dot}}'' en [[anglais]]), la dérivée temporelle d'une quantité physique étant en général notée avec un point surmontant ladite quantité. Le temps caractéristique avec lequel la période augmente est de l'ordre de l'âge du pulsar. Ces objets étant pour la plupart détectables pendant plusieurs millions d'années, le taux d'accroissement de la période d'un pulsar est extrêmement lent. Même si ce taux d'accroissement est relativement facile à mettre en évidence (en quelques heures d'observation seulement), il n'en demeure pas moins que les pulsars peuvent être vus comme des horloges naturelles extraordinairement stables, dont la stabilité à long terme est comparable à celle des meilleures [[Horloge atomique|horloges atomiques]] terrestres.

Le diagramme P-P point révèle plusieurs types de pulsar.
* Le gros de la population des pulsars a une période de rotation centrée sur une seconde (entre {{nombre|0.2|et=2|secondes}}) et un ralentissement entre {{nobr|10{{exp|-14}} et 10{{exp|-16}}}}. Ces deux chiffres illustrent l'extrême stabilité du signal émis par un pulsar. Le temps caractéristique mis par sa période pour varier d'un {{nobr|facteur 2}} (en supposant que la période varie linéairement avec le temps) est égal à <math>P / \dot P</math>, soit, avec des valeurs de {{nombre|1|seconde}} {{nobr|et 10{{exp|-15}}}} pour la période et le ralentissement, {{nombre|10{{exp|15}}|secondes}}, soit plusieurs dizaines de millions d'années. L'amplitude du ralentissement est directement liée au [[champ magnétique]] du pulsar. Celui-ci est extrêmement élevé, essentiellement parce que lors de l'effondrement du cœur de l'étoile qui donne naissance à la supernova, le [[flux magnétique]] ''{{nobr|B R''{{exp|2}}}} est conservé, où ''B'' est le champ magnétique et ''R'' le rayon de l'étoile. ''R'' passant d'une valeur de plusieurs dizaines de milliers de kilomètres à une dizaine de kilomètres, le champ magnétique se voit considérablement augmenté.
* Certains pulsars ne sont pas uniquement observés dans le domaine radio, mais présentent une émission modulée de haute énergie, c'est-à-dire dans le domaine des [[Rayon X|rayons X]] ou des [[Rayon gamma|rayons gamma]]. Ces pulsars ont un ralentissement très élevé, supérieur {{nobr|à 10{{exp|-14}} voire 10{{exp|-10}}}}. La valeur élevée du ralentissement indique des objets jeunes, hypothèse compatible avec une émission de haute énergie. Ces pulsars à émission de haute énergie se scindent en deux populations distinctes : une avec une courte période (de l'ordre de {{nombre|0.1|seconde}}) et un ralentissement modérément élevé (entre {{nobr|10{{exp|-13}} et 10{{exp|-14}}}} s.s<sup>-1</sup>, l'autre avec une période très longue (entre {{nombre|5|et=12|secondes}}) et un ralentissement très élevé (pouvant {{nobr|dépasser 10{{exp|-10}}}} s.s<sup>-1</sup>). Cette seconde classe représente ce que l'on appelle les [[pulsar X anormal|pulsars X anormaux]] (voir ci-dessous).
* Il existe des pulsars situés dans des systèmes binaires. Ceci n'est pas surprenant dans la mesure où la majorité des étoiles naissent dans les systèmes binaires. Une étoile a une durée de vie, d'autant plus brève que sa masse est élevée. Une étoile massive, à même de produire en fin de vie une supernova puis une étoile à neutrons, va ainsi laisser cette dernière en orbite autour de son compagnon. Il peut paraître surprenant qu'un système binaire survive à une explosion de supernova. Les calculs indiquent cependant que c'est le cas. Dans une telle configuration, la seconde étoile va poursuivre son évolution. Lors de celle-ci, elle va être susceptible de perdre de la masse, par exemple en raison du phénomène de [[vent stellaire]], ou lors d'une phase dite de [[géante rouge]], où son volume augmente considérablement au point qu'une partie de ses couches externes soient captées par l'étoile à neutron voisine (on parle alors d'[[accrétion]]). Dans un tel cas, la matière ainsi arrachée suit une trajectoire complexe avant de s'écraser en spiralant à la surface de l'étoile à neutrons, à laquelle elle confère le [[moment cinétique]] qu'elle a acquis. Ce phénomène provoque une accélération de la période de rotation du pulsar, qui se voit ainsi « recyclé », acquérant une nouvelle fois une période de rotation très rapide, typiquement de {{nombre|2|à=20|millisecondes}}. De tels pulsars sont appelés [[Pulsar milliseconde|pulsars milliseconde]]. Leur ralentissement est par contre très faible, signe que leur champ magnétique a considérablement baissé. La raison expliquant ce phénomène est mal connue aujourd'hui, il semble qu'elle soit intimement liée au processus d'accrétion qui recycle le pulsar.

=== Évolution des pulsars ===
Partant d'une période de rotation initiale sans doute très rapide (quelques dizaines de millisecondes, voire quelques millisecondes seulement), les pulsars ralentissent lentement. De temps en temps, on observe de très brusques, mais très faibles, variations de cette vitesse de rotation, un phénomène appelé [[Glitch (astronomie)|glitch]]<ref name=":0">{{Chapitre |langue=en |prénom1=Marco |nom1=Antonelli |prénom2=Alessandro |nom2=Montoli |prénom3=Pierre |nom3=Pizzochero |titre chapitre=''Insights into the physics of neutron star interiors from pulsar glitches.'' |titre ouvrage=Astrophysics in the XXI Century with Compact Stars |date=2022-11 |doi=10.48550/arxiv.2301.12769 |lire en ligne=http://arxiv.org/abs/2301.12769 |consulté le=2023-12-18 |passage=219–281}}</ref>. Une interprétation de ce phénomène était que le pulsar devait régulièrement ajuster la forme de sa croûte solide, du fait du ralentissement de sa rotation, la croûte devant devenir de plus en plus sphérique. On parle ainsi de « tremblement d'étoile », bien que le terme de « tremblement de croûte » soit plus opportun (''{{lang|en|starquake}}'' ou ''{{lang|en|crustquake}}'' en [[anglais]], par analogie à ''{{lang|en|earthquake}}'' qui signifie « [[tremblement de terre]] »). Cette interprétation est compatible avec les observations pour certains pulsars, mais se heurte au comportement d'autres pulsars, notamment [[PSR B0833-45|celui de Vela]]<ref name=":0" />. Il est aujourd'hui établi qu'au moins pour certains pulsars, le phénomène de glitch est dû à un couplage complexe entre la croûte solide de l'étoile à neutrons et son cœur, qui est [[Superfluidité|superfluide]]<ref name=":0" />. Un modèle décrit ainsi l'étoile à neutrons comme composée de deux couches, la croûte et le cœur, qui voient leur rotation amenée à se désolidariser brusquement avant que par viscosité les deux se synchronisent à nouveau (à l'instar d'un œuf frais auquel on impose de l'extérieur un mouvement de rotation : la rotation de la coquille de l'œuf, au début rapide, va ralentir à mesure que les forces visqueuses entraînent le blanc et le jaune de l'œuf dans une rotation à la même vitesse que celle de la coquille, mais du fait de la conservation du [[moment cinétique]] global, la rotation d'ensemble à la configuration d'équilibre entre les couches, en [[rotation synchrone]], est plus lente que celle d'origine, où seule la coquille est en rotation).

== Dans les arts et la culture ==
* Les pulsars ont été utilisés dans des compositions musicales pour leur aspect métronomique, notamment dans ''Le Noir de l'étoile'' de [[Gérard Grisey]]<ref>{{Lien web |titre=Le Noir de l'Étoile, Gérard Grisey  |url=http://brahms.ircam.fr/works/work/8960/ |site=brahms.ircam.fr |consulté le=2019-09-01 }}.</ref> (1990), ou ''[[Albedo 0.39|Pulstar]]'', de [[Vangelis]], dans son album ''[[Albedo 0.39]]'' (1976)
* La pochette de l'album ''{{lang|en|[[Unknown Pleasures]]}}'' (1979) du groupe [[Joy Division]]<ref name="Luminet2003" /> représente les ondes du tout premier pulsar découvert (le pulsar {{nobr|CP 1919}}).
* Les pulsars sont au cœur du [[jeu de société]] ''{{nobr|Pulsar 2849}}'' (2017), de Vladimir Suchy.

== Notes et références ==

=== Notes ===
{{Références|groupe=N}}

=== Références ===
{{Références}}

== Voir aussi ==
{{Autres projets
| commons    = Category:Pulsars
| wiktionary = pulsar
}}

=== Bibliographie ===
* {{Chapitre | langue=fr | prénom=Natalie | nom=Webb | titre=Objets compacts | auteur ouvrage=Natalie Webb (éd.) | titre ouvrage=Gravitation | lieu=Londres | éditeur=ISTE | collection=Encyclopédie / sciences | série=Univers / cosmologie et relativité générale | date=3/2023 | numéro d'édition=1 | pages totales={{VIII}}-352 | format livre={{dunité|15,2|22,9|cm}} | isbn10=1-78948-120-1 | isbn=978-1-78948-120-4 | ean=9781789481204 | oclc=1377288035 | bnf=47234398r | sudoc=269367470 | présentation en ligne=https://www.istegroup.com/fr/produit/gravitation/ | lire en ligne={{Google Livres|id=TUq1EAAAQBAJ}} | consulté le=10/11/2024 | partie={{chap.|2}} | passage=109-183 | libellé=Webb 2023 | plume=oui}}

=== Articles connexes ===
* Types de pulsar et phénomène les produisant :
** [[Supernova à effondrement de cœur]], le processus à l'origine de la formation des pulsars
** [[Étoile à neutrons]], l'objet physique qui produit au début de sa vie le phénomène de pulsar
** [[Pulsar milliseconde]], ou pulsar recyclé, des pulsars âgés qui à la suite d'une accrétion de matière redeviennent visibles
** [[Pulsar X anormal]], des pulsars jeunes émettant de façon très intense dans le domaine des rayons X
** [[Magnétar]], les pulsars au champ magnétique le plus élevé
** [[Pulsar X]], les pulsars à émission de haute énergie
** [[Pulsar gamma]], les pulsars à l'émission de plus haute énergie
** [[Pulsar binaire]], les pulsars présent dans des systèmes binaires (les trois configurations connues étant étoile à neutron-étoile à neutrons, étoile à neutrons-naine blanche, ou étoile à neutrons-étoile ordinaire, aucun couple étoile à neutrons-trou noir n'étant connu à ce jour)
** [[Pulsar double]], configuration de deux étoiles à neutrons dont les deux membres sont observés en tant que pulsar ; un seul objet de ce type est connu à l'heure actuelle
* Quelques pulsars célèbres :
** [[PSR B1919+21]], le premier découvert en 1967
** [[PSR B0531+21]], ou pulsar du Crabe, associé à la [[supernova historique]] {{nobr|[[SN 1054]]}}
** [[PSR B0833-45]], ou pulsar de Vela, un autre pulsar jeune découvert tôt dans l'histoire des pulsars
** [[PSR J0633+1746]], ou Geminga, le seul pulsar aujourd'hui identifié ne présentant pas d'émission radio connue (Il est probable qu'un certain nombre de sources de [[Rayon gamma|rayons gamma]] aujourd'hui identifiées soient elles aussi des pulsars sans émission radio, mais leur émission gamma est aujourd'hui trop faible pour que leur caractère puisse aujourd'hui mis en évidence.)
** [[PSR B1257+12]], le premier astre autour duquel une [[Exoplanète|planète extrasolaire]] fut découverte (une [[planète de pulsar]])
** [[PSR B1937+21]], le premier pulsar milliseconde
** [[PSR B1913+16]], le premier pulsar binaire
** [[PSR J0737-3039]], le premier pulsar double
** Voir aussi [[Liste de pulsars notables]]
* Termes techniques associés :
** [[Désignation des pulsars]]
** [[Ralentissement des pulsars]]
** [[Âge caractéristique]]
** [[Âge cinématique]]
** [[Indice de freinage]]
** [[Parallaxe chronométrique]]
** [[Effet Chklovski]]
** [[Bruit chronométrique]]
** [[Glitch (astronomie)]]
** [[Luminosité de ralentissement]]
** [[Mesure de dispersion]]
** [[Mesure de rotation]]
* Plus spécifiquement lié au signal radio lui-même :
** [[Pulse (astronomie)]]
** [[Sous pulse]]
** [[Dérive de pulse]]
** [[Annulation de pulse]]
** [[Pulse géant]]
** [[Paramètre d'activité]]
** [[Microstructure (pulsar)|Microstructure]]
* Quelques acteurs de l'étude des pulsars :
** [[Jocelyn Bell|Jocelyn Bell Burnell]] et [[Antony Hewish]], les découvreurs
** [[Franco Pacini]] et [[Thomas Gold (physicien)|Thomas Gold]], les théoriciens en ayant donné la description correcte
** [[Francis Graham Smith|Francis Graham-Smith]]
** [[Victoria Kaspi]]
** [[Andrew G. Lyne]]
** [[Russell Alan Hulse]] et [[Joseph Hooton Taylor]]
** [[Richard Manchester]]
** [[Aleksander Wolszczan]]
* Les principaux observatoires ayant découvert des pulsars :
** [[Observatoire de radioastronomie Mullard|Mullard Radio Astronomy Observatory]]
** [[ Observatoire astronomique d'Arecibo |Observatoire d'Arecibo]]
** [[Observatoire de Parkes]]
** [[Observatoire de Jodrell Bank]]
** [[Observatoire de Molonglo]]
** [[Observatoire de Green Bank]]

=== Liens externes ===
* {{en}} [http://www.atnf.csiro.au/research/pulsar/psrcat/ Catalogue des pulsars], maintenu par l’''{{lang|en|[[Australia Telescope National Facility]]}}''
* {{en}} [http://www.jb.man.ac.uk/research/pulsar/Education/ Page dédiée aux pulsars] sur le site de l'[[observatoire de Jodrell Bank]], avec notamment :
** {{en}} [http://www.jb.man.ac.uk/~pulsar/Education/Sounds/sounds.html Le « son » des pulsars], retranscription en termes de son du signal radio périodique de certains pulsars connus
* {{en}} [http://www.naic.edu/~pulsar/ Page sur les pulsars], sur le site du [[radiotélescope d'Arecibo]]
* {{Lien web | langue=en | titre=pulsar | url=https://www.oxfordreference.com/display/10.1093/oi/authority.20110803100354447 | traduction titre=pulsar | description={{italique|Oxford Index}}, notice d'autorité {{numéro|20110803100354447}} | accès url=libre | série=Oxford Reference | lieu=Oxford | éditeur=[[Oxford University Press|OUP]]}}.
* {{Dictionnaires}}
* {{Autorité | BNE=XX4766161 | BNF=12049640b | GND=4047828-2 | LCCN=sh85109025 | NLI=987007548539905171 | SUDOC=028716922}}

{{Palette|Étoile|Étoile à neutrons}}
{{Portail|astronomie|étoiles}}

[[Catégorie:Pulsar| ]]
[[Catégorie:Source gamma]]