Le spectre optique et NIR du pulsar Crab avec X-shooter
En janvier 1969, quelques mois seulement avant que Neil Armstrong n’entre sur la lune, trois scientifiques de l’UA ont été les premiers à détecter le flash optique d’un pulsar – un cadavre stellaire censé emballer au moins une fois et demie la masse de notre soleil en une étoile à neutrons de la taille d’une ville et à rotation rapide. Il y a cinquante ans, une équipe de trois astrophysiciens non découragés de l’Université de l’Arizona se sont blottis autour d’un télescope de 36 pouces à l’intérieur du dôme de l’observatoire de l’UA au sommet de Kitt Peak. 
Avec des équipements électroniques bricolés, W. John Cocke, Mike Disney et Don Taylor ont fait une découverte historique : la première détection d’éclairs lumineux provenant d’un pulsar, une étoile à neutrons à rotation rapide. Le 15 janvier, une conférence publique au Steward Observatory de l’UA a relaté la découverte. Dans le public, nul autre que Cocke, membre de l’équipe d’origine et aujourd’hui professeur émérite. Cocke a parlé à UANews de ces quelques jours de janvier 1969 qui ont donné naissance à un nouveau domaine en astrophysique : la science des pulsars, des cadavres ultra-denses d’étoiles autrefois massives dont la nature bizarre n’est surpassée que par les trous noirs.
Que sont les pulsars et que peuvent-ils nous dire sur l’univers ? 
Cocke : Les pulsars sont des étoiles à neutrons en rotation, qui sont les noyaux des étoiles explosées. Un pulsar est essentiellement un aimant rotatif, qui génère un champ électrique, et ces choses tournent si rapidement que le champ électrique aspire la matière de la surface de l’étoile. Cela génère une émission de haute intensité dans les longueurs d’onde radio, optiques et ultraviolettes, voire les rayons gamma. De chaque pôle magnétique sort un faisceau continu d’émission électromagnétique lorsque la chose tourne. Pour que nous puissions voir les pulsars, leur axe de champ magnétique doit être décalé par rapport à l’axe de rotation, de sorte que leur faisceau balaie comme un phare. Alors que le faisceau passe au-delà de la Terre, nous pouvons voir brièvement le pôle alors qu’il passe, créant la sensation de voir une impulsion. D’une certaine manière, les pulsars ne nous renseignent que sur les destins très violents des quelques étoiles suffisamment massives pour exploser complètement en miettes ou s’effondrer en étoile à neutrons et finalement en trou noir. La plupart des étoiles vont mourir très, très lentement, et à mesure que l’univers continue de s’étendre, tout devient de plus en plus froid, et l’univers meurt alors, comme dirait TS Eliot, « pas avec un bang, mais un gémissement ». Lorsque votre patron, le directeur de l’observatoire Steward, Bart Bok, a appris vos observations et ce que vous avez trouvé, il a été « horrifié ». Pourquoi ?
Cocke : Parce qu’un seul d’entre nous (Taylor) avait de l’expérience avec les télescopes et l’instrumentation. Mike Disney et moi étions des théoriciens, et tout cela était si improbable, voyez-vous, que personne, y compris nous, ne pensait que nous allions réellement trouver quelque chose. Un mois auparavant, j’avais demandé à un certain nombre d’experts lors de la réunion de l’American Astronomical Society si c’était une bonne idée ou juste une perte de temps de chercher cette chose au milieu de la nébuleuse du Crabe, et ils m’ont répondu : embêtez-vous, ça ne marchera pas.
Comment le projet est-il né ? 
Cocke : Les premiers signaux radio de ce que nous savons maintenant être des pulsars ont été détectés par Jocelyn Bell et Antony Hewish à l’automne 1967.
À ce moment-là, les radioastronomes s’inquiétaient vraiment de la façon dont quelque chose d’aussi massif qu’une étoile pouvait émettre des impulsions qui ne duraient qu’une seconde ou une seconde et demie. La première blague qui est sortie était qu’il s’agissait de signaux radio provenant de civilisations avancées, connues sous le nom de LGM, l’idée des « Little Green Men ». Bien sûr, personne n’y croyait vraiment, sauf les personnes portant des casques en aluminium.
Au début, on pensait que les signaux provenaient de naines blanches (étoiles brûlées semblables à notre soleil) lorsqu’elles se dilataient et se contractaient. Mais ensuite, une étoile pulsante très rapide a été découverte dans la constellation de Vela dans l’hémisphère sud, émettant des impulsions d’une durée d’un dixième de seconde, et cela a fait exploser la théorie de la naine blanche. Début novembre 1968, des radioastronomes ont découvert cette chose associée à la nébuleuse du Crabe qui émettait environ 30 impulsions par seconde.
À ce moment-là, tout le monde a compris qu’il devait s’agir d’étoiles à neutrons, et je m’étais demandé quelques mois auparavant si je cherchais des équivalents optiques de ces choses. Ce pulsar, alors, qui était situé assez près de la nébuleuse du Crabe m’a fait penser à une étoile très particulière au milieu de la nébuleuse du Crabe du nom de son découvreur, l’astronome suisse Walter Baade. Il a reconnu que cette étoile était très particulière et pourrait être le reste effondré de l’explosion de supernova qui avait créé la nébuleuse elle-même. Il émet beaucoup de lumière et apparaît même sur de vieilles plaques photographiques prises de la nébuleuse du Crabe. Mike Disney et moi avons ensuite fait équipe, une fois que nous avons réalisé que nous étions tous les deux des théoriciens intéressés à acquérir de l’expérience dans l’observation. Il a suggéré de bricoler une instrumentation qui nous permettrait de faire cela.
Comment avez-vous procédé pour faire les premières observations optiques d’une étoile à neutrons ? 
Cocke : Nous examinions un spectre assez large dans le spectre de la lumière visible, et nous savions que tout signal optique passant par le télescope de 36 pouces de l’étoile de Baade serait assez faible. Nous n’étions pas vraiment sûrs de ce dont nous avions besoin, sauf que nous avions besoin de quelque chose qui nous permettait de générer des signaux dans un ordinateur synchronisé avec le pulsar lui-même, afin que nous puissions collecter suffisamment de signaux avec des impulsions qui se chevauchent pour que nous puissions construire une détection hors du bruit.
Fait intéressant, il y a eu un rapport dans les années 1950 sur un pilote expérimenté qui a regardé l’étoile de Baade lors d’une observation publique au télescope et a remarqué qu’elle semblait clignoter, mais son observation a été rejetée. Cependant, nous ne le savions pas à l’époque. Nous savions qu’il y avait d’autres groupes d’astronomes qui examinaient des pulsars avec une fréquence de signal plus lente, et ils n’avaient pas de succès. Nous avons attaché un photomètre au télescope et l’avons connecté à un appareil prêt à l’emploi appelé CAT – ordinateur des transitoires moyens – qui avait une mémoire totale de 400 octets et pouvait créer un signal au-dessus du bruit afin que vous puissiez réellement voir quelque chose d’intéressant. Toute cette instrumentation a été assemblée correctement par Don Taylor, et il est devenu le troisième membre de l’équipe.
Pouvez-vous nous parler de la nuit de la découverte ?
Cocke : Les deux premières nuits étaient claires mais perdues parce que j’avais fait une erreur dans le calcul du décalage Doppler dû au mouvement de la Terre dans l’espace. Quelques nuits nuageuses ont suivi et nous avons manqué de notre temps d’observation alloué. Mais il s’est avéré que notre collègue Bill Tifft a pu nous confier certaines de ses nuits d’observation car il devait s’occuper d’une urgence familiale. Le 15 janvier, quelques minutes après l’observation, nous pouvions voir le pouls s’accumuler sur l’écran. Nous avons déplacé le télescope de l’étoile de Baade vers une étoile proche ou juste un endroit vide pour voir si oui ou non le signal passerait toujours comme ça, et ce n’est pas le cas. Ensuite, nous le remettions sur le pulsar, mais nous modifions le réglage de la fréquence pour qu’il soit désactivé, et nous ne voyions pas ce signal, donc c’était une bonne vérification. Nous avons ensuite tout revérifié et fait un autre tour sur la bonne position et à la bonne période, et le pouls revenait. Ce sont tous des contrôles que nous avons dû effectuer pour nous assurer que cette chose était réelle. Sur notre écran, nous avons vu une grosse impulsion principale et une impulsion secondaire plus petite – le schéma exact que nous attendions de ce à quoi ressemblent les impulsions radio. C’était le dernier clin d’œil.
Existe-t-il des applications pratiques pour la science des pulsars ?
Cocke : Non. Désolé pour ça.
En 1885, la création de la première université d’Arizona au milieu du désert de Sonora était une décision audacieuse. Mais nos fondateurs étaient intrépides et nous n’avons jamais perdu cet esprit. À ce jour, nous révolutionnons les domaines des sciences spatiales, de l’optique, des biosciences, de la médecine, des arts et des sciences humaines, des affaires, du transfert de technologie et bien d’autres. Depuis sa création, l’UA s’est développée pour couvrir plus de 380 acres dans le centre de Tucson, un terreau fertile pour la découverte.
Où ailleurs dans le monde pouvez-vous trouver un laboratoire miroir d’observatoire astronomique sous un stade de football ? La nébuleuse du Crabe dans la constellation du Taureau contient un pulsar en son centre qui est une étoile à neutrons plus jeune, le type même mis en évidence par une étude Physics Review Letters par des chercheurs de l’Université de Washington à St. Louis. Les éléments de cette image sont fournis par la NASA. (Photo : Shutterstock) Depuis plus d’une décennie, une équipe interdisciplinaire de chimistes et de physiciens en arts et sciences de l’Université de Washington à St. Louis poursuit le noyau atomique. Grâce à des études progressives, ils ont remonté la chaîne des éléments jusqu’au calcium-48, un produit solide extrêmement rare qui contient plus de neutrons que de protons et, en tant que tel, coûte 100 000 dollars le gramme.
C’est un matériau original, cette étude particulière emmenant les chimistes de l’Université de Washington Robert J. Charity et Lee G. Sobotka du laboratoire nucléaire de l’université Duke’s Triangle au laboratoire national de Los Alamos (NM) du département de l’Énergie. « Si vous le laissez sur une table, il se transforme en poudre », a déclaré le co-auteur Charity, professeur de recherche en chimie aux Arts et Sciences. « Le calcium s’oxyde très rapidement dans l’air. C’était un souci. » En fin de compte, trois grammes de Ca-48 ont contribué à produire une découverte à double tranchant pour Charity et co-auteur Willem H. Dickhoff, professeur de physique. Leur équipe a découvert à la fois un cadre pour prédire où les neutrons habiteront un noyau et un moyen de prédire l’épaisseur de la peau d’un noyau. Dans leurs recherches publiées le 29 novembre dans Physics Review Letters, ils ont prédit comment les neutrons créeraient une peau épaisse, et que cette peau de Ca-48 — 3,5 femtomètres (fm) de rayon — mesurait 0,249 + 0,023 fm.
Pour convertir cela en centimètres, il mesurerait 2,49 × 10 ^ -14 cm. Les chercheurs disent que la principale découverte est que la peau est plus épaisse et plus riche en neutrons qu’on ne le pensait auparavant. « Cela nous relie à l’astrophysique et, en particulier, à la physique des étoiles à neutrons », a déclaré Dickhoff à propos des résultats de la recherche. « L’expérience de Los Alamos était essentielle pour l’analyse que nous avons poursuivie. En fin de compte – parce qu’il a cet ensemble supplémentaire de neutrons – il nous amène à des informations qui nous aident à clarifier davantage la physique des étoiles à neutrons, où il y a beaucoup plus de neutrons que de protons
« Et cela nous donne la possibilité de prédire où se trouvent les neutrons dans le Ca-48 », a déclaré Dickhoff. « C’est l’information critique qui conduit à la prédiction de la peau neutronique. » Pour Charity, Dickhoff et les co-auteurs Hossein Mahzoon, PhD ’15, maître de conférences en physique à la Truman State University à Kirksville, Mo., et Mack Atkinson, doctorant en physique à l’Université de Washington, la chasse continue. Ils regardent avec intérêt le Ca-48 qui doit subir le test d’épaisseur de peau le plus propre disponible via l’accélérateur d’électrons du Thomas Jefferson National Accelerator Facility à Newport News, en Virginie. De plus, ils remontent la chaîne d’éléments des noyaux riches en neutrons jusqu’à ce que Charity a appelé le «célèbre noyau» de plomb-208. Michael Keim, un senior en physique, dirige une étude sur le plomb-208.
Ce graphique montre essentiellement où se trouvent les protons (lignes plus pleines exp et ch ) et où se trouvent les neutrons (lignes pointillées n et w) dans le noyau. Les neutrons sont situés dans la peau épaisse, là où les lignes pointillées se séparent des solides. Pour être précis, la distribution de charge expérimentale (ligne marron en quinconce) et ajustée (noir) sont les solides et la distribution de matière neutronique (bleu) et la distribution de charge faible (rouge hachuré) sont les lignes pointillées. (Graphique : les auteurs) « Cela nous donnera une idée expérimentale pour savoir si notre analyse est vraiment prédictive », a déclaré Dickhoff. «Nous pensons que nous avons un bon argument pour expliquer pourquoi nous pensons qu’il a une peau épaisse. Il y a un grand groupe de personnes qui prédisent une peau plus petite. Ceci est directement pertinent pour la compréhension de la taille des étoiles à neutrons. On ne sait pas encore exactement quelle est la taille d’une étoile à neutrons – son rayon.
La façon dont ils ont fait leur analyse et atteint ce cadre prédictif fait également partie de leur poursuite d’une décennie. Leur groupe de chimie-physique souscrit aux « relations de dispersion », ce que Sobotka, professeur de chimie et de physique, explique simplement : « C’est ce qui vous dit de ne pas rire avant d’être chatouillé. Cela signifie que la causalité est correctement prise en compte. En bref, ils analysent toutes les énergies simultanément plutôt que de se concentrer sur une seule énergie. 
Depuis la première publication ensemble en 2006, ils ont utilisé le modèle optique dispersif (DOM) développé il y a un quart de siècle par Claude Mahauxa, un théoricien nucléaire belge. Ils l’ont développé – à travers les domaines énergétiques et les isotopes – afin de pouvoir tenter de prédire où se trouvent les particules nucléaires. « Quand vous mettez des neutrons supplémentaires, ça n’aime pas ça, non ? » Charity a dit du noyau atomique. « Il doit trouver comment accueillir ces neutrons supplémentaires. Il peut les mettre uniformément dans tout le noyau. Ou cela pourrait les mettre à la surface. La question est donc : cette force est-elle plus forte dans la région de faible densité du noyau ou plus faible ?
« Nous savons où sont les protons », a ajouté Dickhoff. « C’est bien établi expérimentalement. Mais vous ne pouvez pas faire cela facilement avec des neutrons. Je veux simplement savoir ce que fait un nucléon, un proton ou un neutron. Comment passe-t-il son temps ? Les nucléons sont plus interactifs – ils font autre chose que de rester assis tranquillement sur leurs orbites. C’est ce que cette méthode peut en quelque sorte nous dire. Leur cadre DOM non local – une décennie et plus dans la fabrication – utilise la modélisation et les calculs informatiques ainsi que l’expérimentation en laboratoire. Cela leur permet de « faire une prédiction bien fondée et prise au sérieux », a déclaré Dickhoff. « Ensuite, nous aurons une mesure pour le plomb-208. » Cette étude a été financée par la subvention DE-FG02-87ER-40316 du Département américain de l’énergie, Division de la physique nucléaire, et les subventions de la National Science Foundation PHY-1304242, PHY-1613362 et PHY-1520971.
Le spectre optique et NIR du pulsar Crab avec X-shooter
Résumé – Contexte
Les pulsars sont bien étudiés dans tout le spectre électromagnétique, et le pulsar du crabe est peut-être l’objet le plus étudié dans le ciel. Néanmoins, un spectre optique à proche infrarouge (NIR) de haute qualité du Crabe ou de tout autre pulsar n’a pas été publié à ce jour. Objectifs. L’obtention d’un spectre correctement calibré en flux nous permet de mesurer l’indice spectral de l’émission du pulsar, sans les nombreuses mises en garde des études précédentes. C’était l’objectif principal de ce projet, mais nous avons également pu détecter les caractéristiques d’absorption et d’émission du pulsar et de la nébuleuse sur une gamme de longueurs d’onde sans précédent. Méthodes. Un spectre a été obtenu avec le spectrographe X-shooter sur le Very Large Telescope. Un soin particulier a été apporté à l’étalonnage du flux de ces données. Résultats. Un spectre signal sur bruit élevé du pulsar du crabe a été obtenu de 300 nm à 2400 nm. L’indice spectral adapté à ce spectre est plat avec α ν = 0,16 ± 0,07. Pour les raies d’émission, nous avons mesuré une vitesse maximale de ∼1600 km/s, tandis que les raies d’absorption du matériau entre nous et le pulsar ne sont pas résolues à la résolution de ∼50 km/s. Un certain nombre de bandes interstellaires diffuses et quelques raies d’émission NIR qui n’ont pas été signalées auparavant par le crabe sont mises en évidence.
Sciences supplémentaires
L’étalonnage en flux du spectre des pulsars était l’objectif général de cette campagne d’observation. Dans cette section, nous mentionnons quelques autres résultats qui peuvent être déduits des données, bien que nous soulignions que les observations n’ont pas été conçues pour optimiser ce type de science. Nous évoquons brièvement la recherche de raies d’absorption associées au pulsar, au milieu interstellaire ou à l’éjecta de supernova. Nous détectons également un grand nombre de raies d’émission des filaments d’éjecta proches du pulsar. En particulier, certaines des raies d’émission NIR que nous détectons avec la fente courte centrée sur le pulsar n’ont, à notre connaissance, jamais été signalées auparavant dans la nébuleuse du Crabe. Toutes les données sont disponibles dans les archives de l’ESO si de futurs projets souhaitent exploiter davantage ces observations.
Lignes cyclotron et bandes interstellaires diffuses
Le spectre signal/bruit à couverture complète nous permet de rechercher, par exemple, des lignes de cyclotron potentielles. L’apparition de telles raies dans les spectres de pulsars a été proposée par exemple par Romani (2000) et putativement détecté dans le premier spectre moderne de haute qualité du pulsar du crabe (Nasuti et al. 1996). Cependant, les observations ultérieures n’ont pas détecté ces caractéristiques (Sollerman et al. 2000). Beskin & Neustroev (2001) ont également signalé des non-détections de la caractéristique particulière, mais ont averti – étant donné des affirmations similaires pour le Geminga – que les lignes de cyclotron du pulsar du crabe pourraient dépendre du temps.Nous avons recherché dans nos spectres toute large raie d’absorption ou d’émission exceptionnelle. Encore une fois, aucun support pour les lignes de cyclotron putatives n’a été détecté. En particulier, la région autour de 6000 Å, où Nasuti et al. (1996) ont provisoirement détecté qu’une caractéristique large a un rapport signal/bruit élevé mais aucun signe d’une caractéristique large dans notre spectre.
D’autre part, nous détectons un certain nombre de DIB. Encore une fois, le spectre combiné n’est pas idéal pour une recherche approfondie et systématique de telles caractéristiques, étant donné la contamination des résidus de fond de la ligne d’émission du filament, mais lors de l’inspection, nous avons en effet pu détecter la plupart des DIB les plus puissants. Nous voyons par exemple une caractéristique large à 4430 Å avec une largeur équivalente (EW) de 1,1 Å et une pleine largeur à mi-hauteur (FWHM) de 20 Å, mesurée à l’aide du splot IRAF. C’est l’un des DIB les plus puissants de la liste de Herbig. Étant donné que la recherche minutieuse de DIB est quelque peu hors de la portée de cet article, nous avons simplement parcouru la liste des DIB de Sollerman et al et regrouper celles que nous avons détectées dans le tableau 2. Il y a place à l’amélioration pour identifier plus de DIB dans ces spectres. Il pourrait également être intéressant de corréler les forces des DIB dans cette ligne de visée puisque l’extinction est assez élevée et bien caractérisée.
Pulsar optique annoncé
En 1969, le New York Times rend publique la nouvelle de la découverte quelques jours plus tôt du premier pulsar optique par des astronomes de l’Université d’Arizona le 16 janvier 1969. C’est le résultat d’un an de recherche utilisant une technique stroboscopique. Des éclairs de lumière dans la gamme optique ont été trouvés provenant du même endroit dans la nébuleuse du crabe qu’un pulsar précédemment connu émettant des sursauts radio. Le taux de pulsation des deux signaux s’est avéré être le même, et donc présumé provenir d’une seule étoile. D’autres observatoires ont été immédiatement avertis et le clignotement a été confirmé par l’observatoire McDonald et par le puissant télescope réflecteur de 84 pouces de l’observatoire national de Kitt Peak en Arizona. L’étoile clignotait à un rythme d’environ 30 fois par seconde, avec des éclairs intermédiaires de moindre intensité.
https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2019/09/aa35086-19/aa35086-19.html