Âge cinématique

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En astronomie, dans le domaine de la physique des pulsars, l'âge cinématique d'un pulsar est défini par le temps mis par le pulsar pour migrer du plan galactique à sa position actuelle.

Sommaire

[modifier] Cadre général

Un pulsar est un objet dont il est présumé qu'il naît suite à l'explosion d'une étoile massive en fin de vie. Les étoiles massives ont une durée de vie relativement courte (quelques millions à quelques dizaines de millions d'années), aussi les pulsars sont-ils issus des régions de formation d'étoiles. Dans notre Galaxie, de telles régions sont aujourd'hui confinées au plan du disque de la galaxie, aussi est-il communément admis que les pulsars naissent dans cette zone. De plus, le mécanisme d'explosion d'une supernova est suffisamment asymétrique pour qu'un pulsar soit animé d'un mouvement propre important, de l'ordre de 1000 km/s. Une telle vitesse, de l'ordre de la vitesse de libération de la Galaxie, est suffisante pour permettre au pulsar de s'éloigner, du moins dans un premier temps, du plan galactique.

Cette observation est confirmée par diverses données observationnelles indiquant qu'une grande majorité de pulsars sont animés d'un mouvement propre tendant à les éloigner du plan galactique, quoique cette tendance ne soit pas partagée par la totalité des pulsars.

[modifier] Mesure et formule

L'âge cinématique se mesure en connaissant la vitesse d'éloignement du pulsar du plan galactique. Comme le système solaire est lui-même situé dans le plan galactique, la vitesse d'éloignement d'un pulsar du plan galactique correspond, si le pulsar n'est pas à trop haute latitude galactique, à la vitesse transverse du pulsar. Cette vitesse est mesurable en observant d'une part son mouvement propre μ (c'est-dire son déplacement sur la sphère céleste) et d'autre part sa distance D.

La vitesse v du pulsar s'écrit

v = Dμ,

μ étant exprimé en radians par seconde. L'âge cinématique, tcin se déduit alors en divisant la distance d du pulsar au plan galactique par la composante orthogonale de la vitesse à ce dernier, la distance d se déduisant de D par la connaissance de la latitude galactique b du pulsar :

d = \frac{D}{\sin b},
t_{\rm cin} = \frac{d}{v_\perp},

soit

t_{\rm cin} = \frac{1}{\mu_\perp \sin b}.

Le résultat important est que l'âge cinématique ne nécessite pas de connaître la distance du pulsar à l'observateur, qui serait entachée de nombreuses sources d'incertitude. C'est par contre la mesure du mouvement propre qui est relativement difficile, celui-ci étant faible et nécessitant en général des techniques d'interférométrie à très longue base dans le domaine radio (VLBI).

[modifier] Corrélation avec l'âge caractéristique

Il existe une autre méthode permettant d'estimer l'âge d'un pulsar, à partir de l'observation du ralentissement de leur période de rotation. Cette autre estimation de l'âge des pulsars, appelée âge caractéristique, peut être comparée à l'âge cinématique. En pratique, ce dernier est significativement plus facile à mesurer. On vérifie qu'il existe une corrélation certaine entre les deux âges, quoique les incertitudes sur l'âge cinématique, résultant de la difficulté de mesurer le mouvement propre, rendent la corrélation relativement incertaine. Il existe cependant un débat quant à la persistance de cette corrélation pour les âges élevés, où il semble que l'âge cinématique croisse plus vite que l'âge caractéristique[1]. La solution à ce paradoxe pourrait éventuellement venir du fait que l'âge caractéristique pourrait être sous-évalué si le champ magnétique du pulsar, responsable de son ralentissement, décroît au cours du temps. Un tel phénomène est indirectement observé dans les pulsars âgés, appelés pulsars milliseconde, dont le champ magnétique est effectivement significativement plus faible que dans les jeunes pulsars, avec un temps caractéristique de décroissance de l'ordre de quelques millions d'années.

[modifier] Voir aussi

[modifier] Notes

  1. ↑ (en) P. A. Harrison, A. G. Lyne & B. Anderson, New determinations of the proper motions of 44 pulsars, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 261, 113-124 (1993) Voir en ligne.

[modifier] Références