« Pulsar binaire » : différence entre les versions

EnUn [[astronomie]], un'''pulsar binaire''' est un couple d'[[système binaireétoiles]] dont l'une des deux composantesétoiles est unune [[étoile à neutrons]] de type [[pulsar]]. etLa l'autre,seconde étoile de ce système est nomméappelé « compagnon », uneet [[étoile]]peut être à unn'importe quelconquequel stade de son [[Évolution stellaire|évolution]]. Ce compagnon peut ainsi être une étoile de la [[séquence principale]], une [[naine blanche]] ou un [[objet compact|objet plus compact]] tel une [[étoile à neutrons]] ou un [[trou noir]].

Quand le compagnon est une étoile à neutrons détectée en tant que pulsar, on ne parle plus de pulsar binaire, mais de [[pulsar double]]. Les pulsars doubles sont, comparativement aux pulsars binaires, extrêmement rares, un seul d'entre eux, [[PSR J0737-3039]], est connu à ce jouren (2007). On ne parle en général pas de pulsar binaire quand un compagnon de masse [[planète|planétaire]] est détecté en [[orbite]] autour de ce pulsar, comme par exemple pour [[PSR B1257+12]], autour duquel plusieurs planètes ont été détectées, ou pour [[PSR 1620-26]] autour duquel un compagnon de la masse de [[Jupiter (planète)|Jupiter]], probablement capturé après la formation de l'étoile à neutrons, a également été mis en évidence.

Le premier pulsar binaire, [[PSR B1913+16]], ou « pulsar de Hulse et Taylor », a été découvert en 1974 au [[radiotélescope d'Arecibo]] par [[Joseph Hooton Taylor]] et [[Russell Alan Hulse|Russell Hulse]]. Son étude a mis en évidence une [[accélération]] de la [[période orbitale]] du système, signe que les deux corps voyaient leur orbite dese resserrer, en raison de l'infime perte d'[[énergie]] qu'ils subissent du fait de l'émission de [[rayonnement gravitationnel]]. Il s'agissait alors de la première mise en évidence, indirecte, de l'existence des [[onde gravitationnelle|ondes gravitationnelles]]. Cette découverte a valu aux deux auteurs le [[prix Nobel de physique]] en [[1993]]. Plusieurs autres pulsars binaires ont également mis en évidence l'existence des ondes gravitationnelles, comme [[PSR J0751+1807]], [[PSR B1534+12]] et plus récemment le pulsar double [[PSR J0737-3039]], qui représente d'ailleurs {{quand|à ce jour}} le système le plus compact et celui permettant le plus grand nombre de tests de la [[relativité générale]] en régime dit de champ fort, c'est-à-dire où le [[champ gravitationnel]] est très significativement plus intense que dans le [[Système solaire]].

D'une manière générale, les pulsars binaires permettent de mettre en évidence quantité d'effets de relativité générale comme le phénomène de [[précession du périastre]], dont l'amplitude peut être considérable (plus de 4 [[degréDegré (angle)|degrés]] par an pour [[PSR B1913+16]], contre 43 [[seconde d'arc|secondes d'arc]] par [[siècle]] pour [[Mercure (planète)|Mercure]]), et l'[[effet Shapiro]]. De ce fait, les [[éphérideéphéméride (astronomie)|éphémérides]]s de ces systèmes ne donnent pas uniquement les [[paramètre orbital|paramètres orbitaux]] usuels (aussi appelés paramètres képlériens), mais aussi les effets de relativité générale, appelés dans ce contexte [[paramètre post-képlérien|paramètres post-képlériens]]. Un avantage de la mise en évidence des paramètres post-képlériens est qu'il dépendent uniquement des paramètres képlériens (faciles à mesurer en général) et de la masse des membres du système binaire. Or ces paramètres post-képlériens sont, dans les configurations les plus favorables, en nombre supérieur à deux, alors qu'une fois les paramètres képlériens connus, ils ne dépendent que de deux paramètres, à savoir les masses des deux corps. Cela permet en réalitéainsi de tester les prédictions de la relativité générale, car elle prédit que les paramètres post-képériens ne peuvent pas prendre des valeurs complètement arbitraires, mais dépendent des masses des deux corps. Toutes les observations disponibles aujourd'hui indiquent cependant un accord entre les prédictions de la relativité générale et les valeurs observées. Tout aussi intéressant est le fait que ces paramètres permettent en réalité de mesurer presque directement les masses des composantes d'un pulsar binaire aà une précision extraordinaire. Par exemple, dans le cas de [[PSR B1913+16]], les masses des deux composantes (deux étoiles à neutrons) sont connues à environ 10{{exp|-4}} près. Une précision similaire est obtenue pour [[PSR B1534+12]] et [[PSR J0737-3039]], pour lesquels des masses proches de la [[masse de Chandrasekhar]] estsont obtenueobtenues, conformément aux modèles de formation des étoiles à neutrons.

== Liens externes ==

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[[Catégorie:ÉtoilePulsar binaire| ]]