Pulsars et applications à la métrologie Pulsars and - Lpc2E
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Pulsars et applications à la métrologie Pulsars and applications to metrology Ismaël Cognard LPCE - CNRS Orléans 3A, Av de la Recherche Scientifique F-45071 ORLEANS CEDEX FRANCE [email protected] Résumé Nés de l'explosion des étoiles les plus massives après une évolution spéciale impliquant des transfers de masse et une réaccélération, les pulsars millisecondes recyclés ont une stabilité de rotation exceptionnelle. Les observations permettent de collecter des mesures de temps d'arrivées de grande précision sur les impulsions radio étroites reçues de ces ''horloges ultra-stables dispersées dans toute la Galaxie''. De nombreuses études ont été entreprises à propos de la cosmologie, de la gravitation, du milieu interstellaire, de la physique des hautes densités ainsi que de l'astrométrie et de la dynamique du système solaire. Ayant à l'esprit la stabilité exceptionnelle des pulsars, nous allons évoquer les applications à la métrologie du temps et mentionner quelques unes des limitations actuelles. Abstract Born after the explosion of very massive stars and a special evolutionary process involving mass transfer and acceleration, recycled millisecond pulsars have an exceptionally stable rotation. Observations provide high precision timing measurements of narrow radio pulses received from what can be seen as very stable clocks located everywhere in the Galaxy. Many studies are carried out, such as cosmology, gravitation, interstellar medium, high density physics as well as astrometry and solar system dynamics. Having in mind the outstanding stability of pulsars, we will review the applications to time metrology and point out some of the present limitations. 1. Introduction Découverts en 1967, les pulsars jouent toujours un rôle de premier plan en astrophysique et dans les disciplines voisines. Ce sont les vestiges radio de l'explosion de grosses étoiles (supernovae). Après cette violente explosion, seul subsiste au centre un coeur constitué de neutrons qui pourra, si un champ magnétique suffisant est présent, être observé en radio sous forme d'impulsions brèves et régulièrement reçues à la période de rotation de l'étoile sur elle-même. Tout de suite, les exceptionnelles qualités de stabilité de la rotation de ces objets furent remarquées. Mais, c'est après une quinzaine d'années d'effort de recherche d'un nombre toujours plus grand de pulsars, que le premier pulsar ''milliseconde recyclé'' fut découvert et que toutes les grandeurs associées à ces objets ont fait un bond de trois ordres de grandeur... dans le bon sens ! Avec des périodes de l'ordre de la milliseconde et des stabilités de rotation à long terme rivalisant avec celles des horloges atomiques, les applications à la métrologie ont été relancées. Après avoir rappelé le contexte astrophysique de ces objets, nous évoquerons l'aspect observationnel avant de mentionner quelques unes des applications scientifiques possibles. Enfin, nous l'application à la métrologie et ses limites. détaillerons 2. Les pulsars C'est lors d'études sur la scintillation radio de sources extragalactiques que les pulsars ont été découverts. Intéressé à la scintillation produite par le milieu interplanétaire ionisé sur les ondes radio en provenance de sources célestes de très faibles dimensions angulaires, A.Hewish dressa à Cambridge (UK) en 1965 les plans d'un radiotélescope constitué de 2048 dipôles couvrant 18000m2 et opérant à la longueur d'onde de 3.7m. En juillet 1967, le réseau fut prêt et les observations commencèrent avec l'aide précieuse de l'étudiante Jocelyn Bell. Dès la mi-août 1967, elle détecta des signaux intrigants mais il fallut attendre la fin novembre pour avoir la confirmation de la réception de pulses radio reçus à intervalles réguliers avec une période d'environ une seconde (Hewish et al [1]). Il n'a pas tout de suite été reconnu la signature de la rotation d'une étoile à neutrons, il fallut attendre l'article de Gold [2] pour comprendre que deux faisceaux d'ondes radio étaient émis au niveau de l'axe magnétique de l'étoile et qui entraînés par sa rotation produisaient l'effet de régularité dans la réception sur Terre des impulsions radio. L'analogie habituellement mentionnée est celle du phare au bord de la mer dont on perçoit des flashs lumineux réguliers. Fig. 1. − Première observation du pulsar CP1919 (maintenant appelé PSR B1919+21) effectuée en novembre 1967. La rotation de ces objets s'est vite révélée très régulière et expliquée par l'extrême compacité des étoiles à neutrons : 1.4 fois la masse du Soleil concentrée en un rayon de 10 à 20km de diamètre. La structure interne des étoiles à neutrons présente un superfluide de neutrons, une succession de couches JOURNEES DU CNFRS, "Métrologie et capteurs en électromagnétisme", MEUDON, 29-30 MARS 2004 1 cristallines et une croûte plus ou moins couplée avec le reste de l'étoile. En 1974, le premier pulsar binaire a été découvert par le Pr J.H.Taylor et son étudiant R.A.Hulse (Hulse & Taylor [3]). Le retentissement de cette découverte proviendra du fait qu'il s'agit en fait d'un pulsar double : deux étoiles à neutrons en rotation rapide l'une autour de l'autre. Cela sera détaillé au paragraphe suivant. Ce processus de recyclage nécessite l'existence d'un système d'étoile binaire au départ, ceci est relativement courant, mais il faut surtout qu'il ait survécu au cataclysme qu'est l'explosion en supernova de l'étoile la plus grosse. Celle-ci donne naissance à une étoile à neutrons, qui si elle est dotée d'un champ magnétique suffisemment intense sera vue sous forme d'un pulsar qui s'éteint au bout de quelques millions d'années. Après un certain temps, c'est alors la deuxième étoile qui commence à être instable et à déverser de la matière sur le pulsar éteint. Par transfert de moment angulaire, ce pulsar est ré-accéléré jusqu'à atteindre une période de rotation qui peut être bien plus petite que sa période de ''naissance'' (quelques millisecondes par rapport à une période à la naissance de l'ordre de quelques dizaines de millisecondes). Fig. 2. − Schéma d'une étoile à neutrons dotée d'un champ magnétique et produisant des faisceaux d'ondes radio balayant l'espace. En 1982, une découverte inattendue relança l'intêret pour ces objets. Le Pr D.C.Backer de University of California, Berkeley découvra un pulsar effectuant plus de 642 tours par seconde sur lui-même! Alors qu'à première vue, ce pulsar pouvait sembler extrêmement jeune, il s'est avéré par l'observation de son ralentissement extrêmement petit être un vieux pulsar que l'on pense maintenant avoir été recyclé (Backer et al. [4]). Fig 4. - Recyclage d'un pulsar dans un système binaire. L'évolution de ces pulsars recyclés commence donc, juste après la naissance, par une première phase où la période croit rapidement de quelques dizaines de millisecondes à plusieurs centaines de secondes à cause d'une dérivée de la période probablement induite par un couplage important entre le champ magnétique de l'étoile et son entourage. Le champ magnétique et la dérivée de la période diminue au court de la phase ''pulsar'' qui durera quelques millions d'années. Suite au processus de ré-accélération (qui pourra intervenir bien après l'extinction du pulsar), le pulsar présente une rotation rapide avec un ralentissement extrêmement faible hérité de la fin de sa première phase. Les valeurs étant typiquement une période d'une seconde et une dérivée de la période de 10-15s/s pour les pulsars ordinaires et une période de quelques millisecondes et une dérivée de 10-20s/s pour les pulsars recyclés. A ce jour (début 2004), 1395 pulsars sont dans les catalogues (http://www.atnf.csiro.au/research/pulsar/) dont près d'une centaine sont des pulsars recyclés ou en binaires serrés Fig 3. - Distribution des périodes de rotation des pulsars. La classe des pulsars recyclés présentant des périodes de rotation de quelques millisecondes est bien visible à gauche sur ce diagramme. 2 BULLETIN DU BNM n° 12X, Volume 2004-Y 3. L'observation des pulsars L'observation des pulsars nécessite un radiotélescope capable d'analyser les signaux en provenance du ciel. Les pulsars millisecondes étant en général très faibles, il faut les plus grands radiotélescopes du monde pour les étudier. Les radiotélescopes d'Arecibo (à Porto Rico), de Green Bank (US), de Nançay (France), de Jodrell Bank (GB), de Parkes (Australie) et d'Effelsberg (Allemagne) sont tous impliqués à des degrés divers dans des campagnes soit de recherche soit d'études des pulsars millisecondes. Par exemple, depuis 1988 le grand radiotélescope de Nançay est utilisé pour effectuer des mesures de temps d'arrivées des impulsions radio de grande précision. Démarré à l'époque sous l'impulsion de J.-F.Lestrade de l'Observatoire de Paris, le programme continue maintenant ses développements en collaboration avec des collègues de University of California, Berkeley. La traversée du milieu interstellaire, en partie ionisé, par les impulsions radio leur font subir divers outrages et des instrumentations complexes doivent être développées pour s'en affranchir (il s'agit de dédisperser le signal). NBPP amenée dans le cadre d'une collaboration avec des collègues du Naval Research Lab à Washington, DC en figure 5). Bien entendu, les observations (figure 6) sont faites avec une horloge précise pour référence. A Nançay, un Rubidium est donc utilisé pour dater les observations. Affecté d'une dérive importante de l'ordre d'une demi-microseconde par jour, cette horloge est en permanence comparée avec les horloges de l'Observatoire de Paris par GPS en vue commune. On élimine ainsi l'horloge de bord du satellite GPS et on peut raccorder les observations faites à Nançay avec les meilleurs échelles de temps à quelques nanosecondes. Une fois collectés un grand nombre de temps d'arrivée, une phase d'analyse a lieu où une comparaison des temps d'arrivée mesurés est faite avec des temps d'arrivée calculés à l'aide d'un modèle de propagation des ondes et un ensemble de paramètres a priori pour le pulsar (période et ses dérivées, position, mouvement propre, distance, éléments orbitaux pour un binaire, ...). En fait, comme les paramètres sont en général bien connus, un simple ajustement, au sens des moindres carrés, est effectué pour les affiner. Les paramètres sont une partie seulement de l'intêret (surtout pour les systèmes binaires), mais ce sont aussi les ''résidus de temps d'arrivée'', ou différences entre les temps d'arrivée mesurés et les calculés qui sont intéressants à inspecter. Si la présence d'un systématisme est avérée, alors un effet ou un phénomène physique n'a pas été intégré dans le modèle à tort, et c'est là que les choses intéressantes commencent ! Par exemple, pour les deux pulsars PSR B1821-24 et B1937+21 observés à Nançay depuis une quinzaine d'années, du bruit très basse fréquence persiste et dont l'origine n'est pas encore complètement élucidée (voir figure 7). Fig 5. - Instrumentation pulsar NBPP installée à Nançay. Fig 6. - Observation du pulsar PSR J1713+07 effectuée à Nançay avec l'instrumentation NBPP. Fig 7. - Résidus de temps d'arrivée de PSR B1821-24 (P=3.05ms) et B1937+21 (P=1.55ms) observés à Nançay. Notons que le pulsar PSR B1937+21 a effectué 289 554 544 115 rotations entre la première et la dernière observations, pas une de plus, pas une de moins ! A Nançay, trois ou quatre générations d'instrumentations aux évolutions diverses se sont ainsi soit succédées, soit cotoyées (voir l'instrumentation JOURNEES DU CNFRS, "Métrologie et capteurs en électromagnétisme", MEUDON, 29-30 MARS 2004 3 4. Les applications de l'observation des pulsars millisecondes La stabilité des pulsars ordinaires déjà remarquable pour un objet macroscopique s'est vue améliorée d'un facteur environ 1000 avec les pulsars millisecondes recyclés. La stabilité des pulsars est en effet observée être fonction de la dérivée de la période et de l'âge du pulsar. La stabilité des pulsars n'est pas très bonne à court terme (sur quelques secondes à quelques jours) à cause du milieu interstellaire, mais elle s'améliore et sa projection à très long terme pourrait rivaliser avec les meilleurs horloges terrestres (voir figure 8). sensible aux ondes gravitationnelles par l'intermédiaire des ''modifications de distances'' entre l'émetteur et le récepteur (variations de la métrique) (Detweiler [5], Hellings & Downs [6]). Des avances ou des retards dans l'instant d'arrivée des impulsions radio peuvent être interprétés comme la signature d'ondes gravitationnelles. Bien entendu, comme il s'agit d'un fond d'ondes, il faut détecter un bruit dans les temps d'arrivée. Ceci est envisagé par la recherche de corrélation dans les bruits de temps d'arrivée obtenus sur un ensemble de pulsars bien répartis sur la voûte céleste. Cet effort se fait de façon internationale avec des séries de temps d'arrivée obtenues dans différents observatoires pour être combinées entre elles (Kaspi, Taylor & Ryba [7]). Fig 9. - Variations de la ''distance'' Pulsar-Terre sous l'effet d'une onde gravitationnelle. Etudes des théories de la gravitation Fig 8. - Stabilité de différentes horloges depuis celle de Huygens jusqu'aux horloges dernier cri. Grâce à cette stabilité, de nombreuses études vont être entreprises car il est alors possible de considérer le pulsar comme une horloge de référence située à l'autre bout de la Galaxie. Détection d'un fond d'ondes gravitationnelles Parmi les applications, la plus ambitieuse est sans conteste la détection, ou la mise de contraintes d'un fond d'ondes gravitationnelles d'origine cosmologique. Les cosmologistes prédisent, en effet, que dans les tout premiers instants de l'expansion de l'Univers (phase de l'inflation) des ondes gravitationnelles ont été émises en quantité (par accélération des masses - et par les cordes vibrantes dans le cadre de cette théorie-). Ces ondes gravitationnelles se propagent toujours dans l'Univers et forment ce que l'on appelle un fond d'ondes. La mesure des temps d'arrivée des impulsions radio des pulsars est 4 Une autre application importante est l'étude de la gravitation et le test des différentes théories de la gravitation. En effet, la théorie de la Relativité Générale d'Einstein n'est pas la seule à décrire les interactions gravitationnelles, d'autres théories existent et le pulsar en système binaire serré est LE laboratoire pour tester en champ gravitationnel fort les différentes théories. Ces différentes théories différent justement davantage en champ gravitationnel fort. Après le premier prix Nobel de Physique obtenu en 1974 pour la découverte de la première étoile à neutrons, ce domaine de l'astronomie a encore les honneurs du Nobel de Physique en 1993 avec la récompense obtenue par le Pr J.H.Taylor et R.A.Hulse pour la découverte du pulsar binaire PSR B1913+16 et les applications en physique fondamentale. Une preuve indirecte de l'existence des ondes gravitationnelles a été apportée par Taylor & Weisberg [8] avec l'observation (à 0.5% près) d'un taux de décroissance de la période orbitale du système expliqué par l'émission d'ondes gravitationnelles (et la perte d'énergie du système). A ce jour, les tests sur les théories de la gravitation continuent par le biais de la mesure des paramètres ''post-képlériens''. Un formalisme a été développé pour réunir toutes les différentes théories de la gravitation où les valeurs d'un ensemble de paramètres, obtenues sur différents BULLETIN DU BNM n° 12X, Volume 2004-Y pulsars, permettent de discriminer entre les différentes théories concurrentes (voir figure 10) (Damour & Taylor [9], Stairs et al. [10]). Fig 11. - Résidus de temps d'arrivée et intensité du pulsar PSR B1937+21 observé à Nançay montrant l'effet d'une structure réfractante en Octobre 1993. Fig 10. - Schéma d'un système de pulsar double (2 étoiles à neutrons en rotation serrée l'une autour de l'autre) et représentation des contraintes imposées par l'observation effectuée sur différents pulsars sur le plan représentant les différentes théories de la gravitation. Etude du milieu interstellaire La qualité des temps d'arrivée permet aussi d'étudier le milieu interstellaire. En effet, la turbulence présente dans la composante ionisé du milieu interstellaire provoque des variations de temps d'arrivée (par variations du retard de dispersion). Ces variations de temps d'arrivée et d'intensité sont utilisées pour contraindre, par exemple, le spectre des fluctuations de densité du milieu. Des évènements particuliers peuvent aussi être détectés comme ce fut le cas en 1993 sur le pulsar PSR B1937+21 (Cognard et al [11]). Pendant une quinzaine de jours, en même temps que l'intensité du pulsar diminue d'un facteur 3 ou 4, les temps d'arrivée ont été systématiquement en retard de 2 micro-secondes environ (voir figure 11). Cela est interprété comme le passage sur la ligne de visée d'une structure discrète (un ''nuage'') provoquant réfraction des ondes radio induisant décroissance de l'intensité (lentille divergente) et retard de propagation (courbure donc allongement du trajet). Applications diverses Enfin, signalons pour finir cette énumération l'étude du potentiel gravitationnel de la Galaxie par suivi des pulsars situés dans les amas globulaires, la découverte des planètes extra-solaires (il y en a 3 autour du pulsar PSR B1257+12), la dynamique du système solaire, l'astrométrie et le raccordement des référentiels équatorial et écliptique (la position des pulsars est déterminée à la fois dans le repère écliptique -par temps d'arrivée accumulés sur plus d'un an- et dans le repère équatorial -par observation en VLBI, où c'est la rotation de la Terre pendant l'observation qui permet de déterminer la position -). Enfin, mentionnons que le processus d'émission radio de ces objets ne fait pas encore complètement l'unanimité parmi la communauté et qu'il reste du travail à faire sur la physique de l'émission de ces objets (physique relativiste en champ magnétique intense). Regardons maintenant l'aspect ''métrologie'' par l'utilisation des pulsars comme de véritables horloges. JOURNEES DU CNFRS, "Métrologie et capteurs en électromagnétisme", MEUDON, 29-30 MARS 2004 5 5. L'apport des pulsars à la stabilité à long terme des échelles de temps Un phénomène périodique peut permettre de définir une unité de temps et une échelle de temps. En effet, l'unité de temps est alors définie comme la durée d'un phénomène particulier alors que l'échelle de temps est obtenue par addition (sans temps mort) de l'unité de temps. Cette méthode est actuellement utilisée pour définir la seconde de temps SI et les échelles de temps atomique en utilisant des résultats de la physique atomique. Il est toutefois également possible d'utiliser un phénomène quasi-périodique. Une théorie permet alors de reconstruire une succession de ''pseudo'' phénomènes périodiques. Cette théorie va bien entendu dépendre de paramètres mesurés dont l'incertitude devra ne pas avoir d'influence notable sur la réalisation de l 'unité de temps. Un exemple de cette approche a été la réalisation de la seconde des éphémérides utilisée de 1960 à 1967. La seconde était alors le temps nécessaire pour que le Soleil se déplace d'une certaine distance sur la voûte céleste, ceci début 1900. En terme plus précis, c'était le temps pour que la longitude moyenne L du Soleil augmente d'une quantité donnée à l'époque 1900. Le taux d'augmentation de cette longitude n'est pas constant, mais ce terme quadratique est petit et il était suffisemment bien connu à partir de la théorie du système solaire et des mesures de positions des planètes sur la voûte céleste. Le temps des éphémérides était alors parfaitement satisfaisant jusqu'à l'avénement du temps atomique. Transposée aux pulsars, la définition d'une unité de temps pourrait être que la seconde ''pulsar'' est la durée de N périodes du pulsar X à l'époque to. Il est alors nécessaire de déterminer la valeur de la dérivée de la période sans se baser sur l'échelle de temps atomique, sinon l'échelle de temps pulsar suivra le temps atomique. La question est de savoir si l'on peut connaître la valeur de cette dérivée d'une manière totalement indépendante. Ce n'est pour l'instant pas le cas, mais on peut d'ors et déjà estimer l'incertitude nécessaire pour concurrencer l'échelle de temps atomique. Pour tenir une stabilité de 10-14 sur un siècle, il faudrait ainsi connaître la dérivée à 5x10-8 près en relatif pour le pulsar PSR B1937+21 (P=0.00155s Pdot=10-19s/s) (Guinot & Petit [12]). Ceci est très sévère et il est peu probable qu'à court terme (sans la découverte d'un pulsar avec une dérivée bien plus petite) il ne sera pas possible de construire une échelle de temps pulsar indépendante de l'échelle de temps atomique. Rappelons que les mesures de temps d'arrivée (PT Pulsar Time) sont effectuées par rapport à une échelle de temps atomique terrestre (AT Atomic Time) et que les résidus sont donc une réalisation de AT-PT. Il a été remarqué que l'ajustement des paramètres du pulsar (nécessaire pour obtenir des quantités interprétables) se faisant sur des temps d'arrivée exprimés sur AT, cela induisait de facto une dépendance de PT sur AT. De plus, l'ajustement des paramètres du pulsar absorbe de 6 cette différence AT-PT une partie des instabilités de AT. En effet, par exemple, ajuster la dérivée de la période, c'est ajuster une parabole aux résidus, alors que l'ajustement de la position revient à ajuster des termes périodiques annuels. Petit & Tavella [13] ont évalués ces effets sur la stabilité de AT (voir figure 12). Les fonctions ajustées (parabole et termes périodiques annuels) ont des instabilités, en terme de variance de Allan en log-log, exprimées sous la forme de pente +1 et -1 et égales à la stabilité de AT pour une échelle de temps de l'ordre de la durée d'observation (parabole, pente +1) et pour une échelle de temps de 6 mois (termes périodiques annuels, pente -1). Le minimum se situe vers une échelle de l'ordre de la racine carrée de la moitié de la durée d'observation. Ainsi, au mieux, un pulsar observé 100ans permettra d'estimer l'instabilité de AT au niveau de 1x10-15 pour une échelle de 7ans. Ceci nécessite bien évidement que le pulsar lui-même ait une stabilité meilleure que 1x10-15, ce qui est tout de même pas encore assuré. Fig 12. - Figure 1 de Petit & Tavella [13] montrant les limitations sur la stabilité introduites par l'ajustement des paramètres du pulsar. Petit & Tavella [13] ont proposé d'effectuer une moyenne d'ensemble des réalisations AT-PTi de plusieurs pulsars de manière pondérée (en tenant compte de la ''qualité'' intrinsèque de chaque pulsar). Le poids devrait probablement être proportionnel à la stabilité du pulsar et pourrait être l'inverse de la variance de Allan (normalisé à 1). La figure 13 montre une réalisation de ce type de moyenne effectuée par Petit & Tavella [13] avec les pulsars PSR B1855+09 et PSR 1937+21 observé à Arecibo et Nançay. Avec des durées d'observation de 7 et 10ans, les remarques à propos de l'absorption des instabilités de AT montre que la stabilité de PT-AT sera la moins dégradée pour une échelle de temps de 2ans. Les instabilités de B1855+09 et 1937+21 à 2ans imposent alors des poids de 0.14 et 0.86 respectivement. BULLETIN DU BNM n° 12X, Volume 2004-Y 6. Instabilité de rotation des pulsars millisecondes : le ''glitch'' Fig 13. - Figure 2 de Petit & Tavella [13] montrant la moyenne d'ensemble pondérée AT-PTens obtenue avec les pulsars PSR B1855+09 et B1937+21. La figure 14 montre la stabilité de AT-PTens (avec AT-PT_1855 et AT-PT_1937) et démontre que ATPTens fait mieux n'importe quel AT-PTi avec une stabilité de 2x10-14 entre 1.5 et 2.5ans. En plus des obstacles mentionnés au paragraphe précédent, d'autres complications provenant de l'objet astrophysique lui-même interviennent. Les pulsars millisecondes recyclés sont connus pour être beaucoup plus stables que les pulsars ordinaires et être exempts de ces changements abrupts de période de rotation, appelés ''glitch'', observés sur les pulsars jeunes (Lyne, Shemar & Graham Smith [14]). Les pulsars recyclés étant des pulsars âgés, il est admis que toutes les réorganisations de structure ont eu lieu ; l'organisation interne de l'étoile est stabilisée. Les observations éffectuées à Nançay viennent de montrer, pour la première fois pour un pulsar milliseconde recyclé, un ''glitch'' (Cognard & Backer [15]). Celui-ci s'est produit en mars 2001, et outre le fait que cela ait été inattendu, il a fallut du temps pour accumuler un retard suffisant pour reconnaitre sans ambiguité la signature d'un tel phénomène. En effet, celui-ci est d'environ 2 ordres de grandeur plus faible que le plus petit ''glitch'' précedemment observé sur un pulsar (10-11 en relatif sur la période, comparé à 10-9). La figure 15 montre les résidus de temps d'arrivée obtenus à Nançay (et à Green Bank -croix-) avec et sans correction du ''glitch'' pour après mars 2001. Un agrandissement montre que le phénomène est rapide (moins de quelques jours) comme attendu. Fig 14. - Figure 3 de Petit & Tavella [13] avec la stabilité (déviation de Allan) de AT-PTens ainsi que celle de AT-PT_1855 et AT-PT_1937. Malgré le fait de n'avoir que 2 pulsars observés sur une durée relativement limitée, il a toutefois été démontré que l'on devrait pouvoir être capable de mettre en évidence toute instabilité au niveau de 10-14 grâce à l'observation des pulsars millisecondes. Ce travail ayant effectué il y a déjà près de 10ans, il devient urgent de recommencer ce genre d'exercice avec les derniers résultats d'observations. Fig 15. - Evolution des résidus de temps d'arrivée du pulsar 1821-24 observé à Nançay et à Green Bank. Un ''glitch'' (changement brutal de période) est intervenu en mars 2001. Une analyse spéciale des temps d'arrivée a été effectuée pour déterminer la période de rotation du pulsar pour différentes dates. Période, dérivée de la période, position et mouvement propre ont été déterminés dans un permier temps globalement sur les 15 ans de données. Ensuite une détermination de la fréquence (ou période) de rotation a été conduite localement (sur des boites d'un an typiquement) après JOURNEES DU CNFRS, "Métrologie et capteurs en électromagnétisme", MEUDON, 29-30 MARS 2004 7 avoir extrapolé la position grâce au mouvement propre et fixé la dérivée de la période. La figure 16 montre les variations obtenues et confirme la présence d'un ''glitch'' en mars 2001. Ce changement de la fréquence de rotation est de l'ordre de 3nHz (ou 3x10-14s sur la période) ce qui fait effectivement 10-11 en relatif. Fig 16. - Evolution de la fréquence de rotation du pulsar 1821-24 observé à Nançay. Le changement de 3 nHz dû au glitch est clairement visible début 2001. Cet évènement d'un type nouveau pour les pulsars millisecondes recyclés n'est pas de bonne augure pour les qualités de stabilités de ces pulsars. Toutefois, il convient de noter que ce pulsar, situé dans un amas globulaire, est le plus jeune parmi les plus vieux. Son âge estimé à partir de la dérivée de sa période est de l'ordre de 30 millions d'années et semble exempt de biais systématique apporté par son environnement gravitationel (amas globulaire). Il est à espérer que ce genre d'évènements, certes intéressants, reste maginal. 7. Conlusion utilisable et apporter une contribution notable à la stabilité à très long terme des échelles de temps terrestres. Références [1] Hewish A., Bell S.J., Pilkington J.D.H., Scott P.F. et Collins R.A., ''Observation of a rapidly pulsating radio source'', Nature, 217, 1968, p709-713. [2] Gold T., ''Rotating neutron stars as the origin of the pulsating radio sources'', Nature, 218, 1968, p731-732. [3] Hulse R.A., Taylor J.H., ''Discovery of a pulsar in a binary system'', ApJ, 195, 1975, pL51-53. [4] Backer D.C., Kulkarni S.R., Heiles C., Davis M.M., Goss W.M., ''A millisecond pulsar'', Nature, 300, 1982, p615. 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Outre le fait que les pulsars ne peuvent, pour l'instant, tout seul définir une unité et une échelle de temps, il est délicat de s'affranchir des corrélations introduites lors de l'analyse des données pour utiliser la remarquable stabilité apparente à long terme des pulsars. De plus, la stabilité à très long terme des pulsars millisecondes n'est pas forcément garantie. Un ''glitch'', ou changement brutal de période vient d'être détecté sur un pulsar milliseconde recyclé (PSR B1821-24 observé à Nançay) Des études ont néanmoins montré qu'un sous groupe de pulsars extrêmement stables, judicieusement choisis, pourrait servir à construire une moyenne d'ensemble 8 BULLETIN DU BNM n° 12X, Volume 2004-Y