Le chronométrage de réseau de pulsars (en anglais ou PTA) est une mesure astrophysique fondée sur l'observation d'un grand nombre de pulsars. Ces étoiles à neutrons en rotation ont pour particularité d'émettre des ondes radios dans toute direction à intervalles très réguliers avec des temps d'arrivée des pulsations influencés par divers facteurs comme le mouvement de la Terre, fournissant ainsi un moyen de les mesurer. Une des principales applications est la détection d'ondes gravitationnelles, qui sont un des facteurs pouvant modifier les délais d'arrivée des pulsations.

Il existe plusieurs collaborations dédiées au chronométrage de pulsars, comme le North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves (NANOGrav) en Amérique, le Parkes Pulsar Timing Array (PPTA) en Australie, ou l'European Pulsar Timing Array. En 2023, s'appuyant sur près de 15 ans d'observations, plusieurs de ces collaborations annoncent la découverte d'un fond stochastique d'ondes gravitationnelles.

Principe La technique se fonde sur l'observation de pulsars, des étoiles à neutrons en rotation dont le champ magnétique est désaxé par rapport à l'axe de rotation. Ce désaxage engendre l'émission d'un faisceau de radiation en direction de l'axe magnétique ; celui-ci, suivant la rotation de l'astre, se retrouve pointé à chaque rotation dans une direction donnée. Un observateur lointain dans cette direction observe ainsi des pulsations très régulières.

Les temps d'arrivée des pulsations peuvent être affectés par différents phénomènes. Par exemple, le mouvement de la Terre sur son orbite autour du Soleil les affecte périodiquement. La fréquence de rotation du pulsar diminue également au cours du temps, à mesure qu'il perd de l'énergie en radiations. Des effets relativistes sur la propagation du signal doivent être pris en compte, comme l'effet Shapiro.

En plus de ces différents effets déterministes s'ajoutent des effets de bruit, introduisant des décalages aléatoires. Cela inclut le bruit de mesure du détecteur, les variations naturelles des pulsations émises par le pulsars en raison de phénomènes "atmosphériques" à sa surface, la perturbation du signal par le milieu interstellaire, ou encore l'incertitude sur certains des effets déterministes. vignette|Représentation de la courbe de Hellings-Down (violet), en comparaison avec une absence de fond stochastique (vert). Les points bleus représentent les résultats d'observations et leur incertitude. Les ondes gravitationnelles à très basse fréquence (de l'ordre du nanohertz) peuvent également affecter ces délais. Celles-ci peuvent prendre la forme d'une onde continue émise par une source précise, typiquement une binaire de trous noirs supermassifs, ou d'une nouvelle source de bruit (appelée fond stochastique) causée par l'accumulation d'ondes continues issues d'un grand nombre de sources. Si un tel bruit est observé, son origine gravitationnelle peut être établie en mesurant la corrélation de ce bruit entre les différents pulsars en fonction de leur position relative dans le ciel. Cette corrélation doit alors suivre une courbe particulière, la courbe de Hellings-Down.

Historique L'idée d'utiliser la régularité des pulsars pour effectuer des mesures astrophysiques est apparue peu après leur découverte, en 1968. Vers la fin des années 70, son application à la détection d'ondes gravitationnelles est théorisée, et développée au cours des années 80. La découverte des pulsars millisecondes, sensiblement plus stables, fournit également un meilleur support pour ce type de mesures. En 1990, le premier véritable réseau de pulsars (plutôt que des observations de pulsars individuels) est mis en place, constitué de observés sur .

Par la suite, les observations de pulsars se multiplient, et des réseaux plus larges sont définis, généralement autour d'un radiotélescope particulier utilisé pour leur observation. L'observatoire de Parkes débute par exemple les observations de milliseconde en 2005, formant le PPTA. Il est rapidement suivi par d'autres observatoires, incluant la collaboration NANOGrav en 2007 avec un réseau de et l'EPTA avec . À partir de 2016, les différentes collaborations mettent leurs données en commun pour former l'International Pulsar Timing Array.

Réseaux existants Il existe six grands réseaux de pulsars actifs : Le Parkes Pulsar Timing Array (PPTA), organisé autour de l'observatoire de Parkes, observant depuis 2005 et constitué initialement de (aujourd'hui 32). L'European Pulsar Timing Array (EPTA), fondé en 2006 et observant avec cinq observatoires différents (Effelsberg, Lovell, Nançay, WSRT et SRT). Le North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves (NANOGrav), observant depuis 2007 un réseau de (aujourd'hui 68) en utilisant les radiotélescopes d'Arecibo, Green Bank, et à partir de 2015 le Very Large Array. Le Indian Pulsar Timing Array (InPTA), opérant depuis 2016 et fondé sur le GMRT, observant un réseau initialement composé de (27 à partir de 2021). Le Chinese Pulsar Timing Array (CPTA), utilisant le FAST pour observer un réseau de à partir de 2019. Le MeerKAT Pulsar Timing Array (MPTA), utilisant le radiotéléscope sud-africain MeerKAT, observant à partir de 2019.

En 2016, l'International Pulsar Timing Array (IPTA) est formé, regroupant les données de PPTA, EPTA et NANOGrav. Leur première publication couvre , s'étendant ensuite à 65 lors de la deuxième. Il est par la suite rejoint par l'InPTA et le MPTA.

Détection En 2020, la collaboration NANOGrav annonce l'identification d'un possible fond stochastique après d'observation. Si l'excès de bruit observé est significatif, elle ne peut pas à ce stade établir son origine gravitationnelle.

En juin 2023, l'accumulation de données supplémentaires pour NANOGrav permet de mettre en évidence la nature gravitationnelle du fond stochastique observé, avec une mesure de la courbe de Hellings-Down de manière significative. Cette annonce est accompagnée de résultats similaires de la part de l'EPTA (incluant également des données de l'InPTA), CPTA et PPTA. Le type de source à l'origine de ce fond stochastique n'est pas identifié à ce stade, bien que les binaires de trous noirs supermassifs restent le principal candidat.

Notes et références

Catégorie:Astrophysique