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Concept
Pulsar binaire
Résumé
vignette|Précession géodétique d'un pulsar binaire. L'animation pose l'un des deux pulsars comme système de référence, considéré comme immobile. On voit les effets relativistes sur la rotation de l'autre, dans ce cas-ci PSR J1906+0746.
Un pulsar binaire est un couple d'étoiles dont l'une des étoiles est une étoile à neutrons de type pulsar. La seconde étoile de ce système est appelé « compagnon », et peut être à n'importe quel stade de son évolution. Ce compagnon peut ainsi être une étoile de la séquence principale, une naine blanche ou un 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, PSR J0737-3039, est connu en 2007. On ne parle en général pas de pulsar binaire quand un compagnon de masse planétaire est détecté en orbite autour de ce pulsar, comme 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, probablement capturé après la formation de l'étoile à neutrons, a également été mis en évidence.
La plupart des pulsars binaires sont aussi des pulsars millisecondes. Cette corrélation s'explique par le fait que l'évolution d'un système binaire comprenant un pulsar amène en général ce dernier à accréter de la matière de son compagnon, lors de sa phase de géante rouge, par exemple, et que le phénomène d'accrétion est un moyen d'accélérer la période de rotation de l'astre.
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 Hulse. Son étude a mis en évidence une accélération de la période orbitale du système, signe que les deux corps voyaient leur orbite se resserrer, en raison de l'infime perte d'énergie qu'ils subissent du fait de l'émission de rayonnement gravitationnel.
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