Reflets de la Physique n°59 sep/oct/nov 2018
Reflets de la Physique n°59 sep/oct/nov 2018
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°59 de sep/oct/nov 2018

  • Périodicité : bimestriel

  • Editeur : Société Française de Physique

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 48

  • Taille du fichier PDF : 6 Mo

  • Dans ce numéro : des gouttes qui s'éclatent.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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10 -10 10 -22 10 -3 0,01 0,1 Période (s) 4. Diagramme « période – dérivée dans le temps de la période » de l’ensemble des pulsars radio connus en 2018. Les pulsars marqués d’un point entouré d’un cercle sont situés dans un système double avec une autre étoile (voir le texte pour explications). » > Dérivée dans le temps de la période (s/s) 10 -12 10 -14 10 -16 10 -18 10 -20 Débarrassés de toutes les instabilités observées sur les pulsars jeunes à fort champ magnétique, ces vieux pulsars recyclés émettent des impulsions très étroites (car la période de rotation est courte) et ont une stabilité hors du commun qui les transforment en véritables « horloges cosmiques », dont même Albert Einstein n’avait osé rêver dans ses expériences de pensée ! Observation des pulsars avec le grand radiotélescope de Nançay En France, depuis la fin des années 1980, le radiotélescope de Nançay (dans le département du Cher) s’est petit à petit spécialisé dans l’observation des pulsars recyclés. Ce radiotélescope, équivalent à une antenne unique de 100 mètres de diamètre environ, a été construit dans les années 1960 sur un concept un peu atypique, dit « de Kraus » (fig. 5). Un grand miroir mobile, de 200 m x 40m, fait face au Sud et est orientable sur un axe horizontal pour aller chercher différentes hauteurs dans le ciel. Le regardant en face, à près de 28 Reflets de la Physique n°59 1 10 500 mètres, se trouve un miroir fixe de 300 m x 35m, découpé dans une sphère permettant de concentrer les ondes radio vers les récepteurs situés entre ces deux grandes structures. Deux récepteurs, travaillant à basse et haute fréquence respectivement (1,1-1,8 GHz et 1,7-3,5 GHz), sont installés dans un chariot de 40 tonnes, mobile sur une voie ferrée de 80 mètres de long pour compenser la rotation de la Terre et permettre des observations d’une durée d’un peu plus d’une heure. Plusieurs générations d’instrumentations « pulsar » ont été développées et installées dans le laboratoire situé à proximité, où le signal est transporté par câble souterrain. Deux difficultés principales sont rencontrées lors des observations de pulsars rapides. Du fait de la dispersion provoquée par les électrons libres rencontrés sur le parcours entre le pulsar et la Terre, les impulsions ne se propagent pas tout à fait à la même vitesse selon leur fréquence radio. Cette variation d’indice selon la fréquence des ondes produit des retards qui sont souvent bien supérieurs à la période de rotation du pulsar, et il est absolument nécessaire de les corriger pour détecter les pulsars rapides. Grâce à la disponibilité d’une grande puissance de calcul dans les cartes graphiques haut de gamme (GPUs pour Graphic Processing Units), la correction du décalage temporel est maintenant effectuée dans l’espace de Fourier par application de filtres de déphasage inverse. La seconde difficulté consiste à effectuer parfaitement l’intégration temporelle, par empilement, des impulsions radio les unes sur les autres pendant environ 15 secondes pour réduire drastiquement la quantité de données à stocker. Cet empilement synchrone doit être le plus exact possible pour conserver une qualité de datation optimale inférieure au millionième de seconde, malgré les nombreux effets Doppler dont le signal souffre du fait de tous les mouvements du pulsar et du radiotélescope. La dernière instrumentation « pulsar », installée à Nançay depuis quelques années, est ainsi capable de traiter en temps réel (suppression de la dispersion et empilement synchrone) une bande passante en fréquence de 512 MHz, correspondant à un flux de données de 2 Go par seconde. L’analyse des nombreux temps d’arrivée mesurés, appelée chronométrie, consiste à choisir et ajuster les paramètres décrivant la rotation du pulsar observé. Ceci se fait en minimisant les différences (appelées résidus) entre ces temps d’arrivée mesurés et des temps d’arrivée calculés à partir des paramètres. Pour être raisonnablement confiant dans le modèle construit, l’inspection des résidus de temps d’arrivée ne doit évidemment révéler aucune structure, mais uniquement du bruit. L’un des meilleurs pulsars observés à Nançay est ainsi J1909-3744 (le nom d’un pulsar renseigne sur sa position dans le ciel). L’écart quadratique moyen de ses résidus de temps d’arrivée n’est que de 80ns sur près de 15 ans (fig. 6). Les applications en physique fondamentale Quelques centaines de pulsars, dits « recyclés », sont maintenant connus, et une cinquantaine d’entre eux présentent une impulsion étroite et des qualités de stabilité exceptionnelle qui permettent de les utiliser pour des applications de physique fondamentale. Certains de ces pulsars ont même une stabilité qui vient rivaliser avec les meilleures horloges atomiques. Sur le court terme (quelques secondes), les impulsions individuelles, qui ne sont pas
J.-P. Letourneur, CRDP Orléans. 5. Photo aérienne du grand radiotélescope de Nançay. À droite, le miroir mobile est orientable selon un axe horizontal qui permet d’observer plus ou moins haut dans le ciel. Après cette première réflexion, les ondes sont réfléchies et concentrées par le miroir fixe à gauche, avant d’être détectées par l’un des récepteurs situés sur le chariot mobile de 40 tonnes au centre sur la voie ferrée (voir zoom). strictement identiques, présentent de petites avances et retards que n’ont pas les horloges atomiques de laboratoire. Mais sur le long terme (quelques années), la cadence des impulsions, emmenées par la rotation régulière d’une étoile compacte de 1,5 fois la masse du Soleil, est extrêmement stable et ne souffre pas des variations d’environnement que subissent les horloges des laboratoires terrestres. La stabilité de Fréquence (MHz) 2500 3000 3500 1000 1500 2000 58153,4 59’58154,4 58180,4 67’58166,4 58187,4 66’68’58168,4 58171,3 58173,3 5’75’58177,3 68’58150 58160 58170 58180 68’67’Date (en jours du calendrier julien MJD) rotation des pulsars, dont les temps d’arrivée des impulsions sont mesurés par rapport à une échelle de temps construite avec les horloges terrestres, ne peut théoriquement pas dépasser celle de ces dernières, mais peut être utilisée pour en améliorer le comportement à long terme. La mesure précise d’effets relativistes en surnombre dans des systèmes doubles rend Date (calendrier grégorien) 1er fév. 10 fév. 20 fév. 1er mars 10 mars 20 mars 1er avril 58182,3 58192,3 58199,3 75’58200,3 58202,3 69’58203,3 57’75’58210,3 58211,2 64’59’58190 58200 58210 6. Observations du pulsar J1909-3744 (période de 2,95 ms, en rotation avec une naine blanche en 1,5 jours), conduites en février et mars 2018 avec le grand radiotélescope de Nançay. Les impulsions très fines de ce pulsar ultra-stable sont positionnées à leur date d’observation (calendrier grégorien en haut, julien modifié MJD en bas) et s’étalent en vertical sur les 512 MHz de signal intégré autour de 1,5 et 2,5 GHz. Ce pulsar est le plus stable observé à Nançay, et l’écart quadratique moyen entre les temps d’arrivée mesurés et ceux calculés n’est que de 80ns sur 15 ans ! Avancées de la recherche possible les tests des théories de la gravitation. Ces effets relativistes sont quantifiés par les paramètres dits « post-képlériens », car il s’agit de les modéliser par une extension des cinq paramètres décrivant le mouvement des deux étoiles à l’aide des lois de Kepler. En relativité générale, tous les paramètres post-képlériens dépendent des masses des deux étoiles qui sont inaccessibles pour des raisons de géométrie (l’angle entre le plan de l’orbite et le ciel est inconnu). La mesure de deux paramètres détermine les deux masses et tout paramètre post-képlérien supplémentaire permet de vérifier la cohérence de la théorie. La physique fondamentale entre ainsi en jeu dès 1974 au grand radiotélescope d’Arecibo. Le professeur J.H. Taylor et son étudiant R. Hulse y découvrent un pulsar, d’environ 59 ms de période, dans un système double relativiste constitué de deux étoiles à neutrons en rotation rapide en 8 heures l’une autour de l’autre (dont l’une est donc visible sous forme de pulsar). Les mesures de temps d’arrivée des impulsions du pulsar observées en radio permettent de tester de façon inégalée les prédictions de la relativité générale en champ gravitationnel fort. Elles fournissent même, à l’époque, la première preuve indirecte de l’existence des ondes gravitationnelles, ces déformations de l’espace produites par des masses accélérées et se propageant dans tout l’Univers. Ici, la diminution de la période orbitale des deux étoiles qui tombent lentement l’une sur l’autre se fait exactement au taux prédit par la relativité générale, avec une perte d’énergie du système double provenant de l’émission d’ondes gravitationnelles. J.H. Taylor et R. Hulse se verront décerner le prix Nobel de physique en 1993 pour la découverte du pulsar double relativiste et les tests de la relativité générale effectués. C’est plus d’une trentaine d’années plus tard, en 2015, que les collaborations LIGO et Virgo ont directement mesuré le signal associé à la fusion de trous noirs (malheureusement, à l’époque, seuls les deux détecteurs américains LIGO étaient réellement opérationnels, le détecteur franco-italien Virgo étant à l’arrêt). Pour mémoire, les détecteurs de LIGO et Virgo sont de gigantesques interféromètres optiques dont les ondes gravitationnelles viennent changer de façon infime les 3 ou 4 km de longueur des bras. » > Reflets de la Physique n°59 29



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