Les Résidus stellaires Etoiles à neutrons Pulsars
Les étoiles à neutrons
Qu est-ce que c est? Une étoile à neutrons est un résidu stellaire qui résulte de l effondrement gravitationnel d une étoile massive (masse > 8 M ). Sa formation fait suite au déclenchement d une supernova de type Ib, Ic ou II (Supernovae gravitationnelles)
Mais Auparavant.. Un peu d Histoire
Neutron détecté au laboratoire par James Chadwick en 1932 C est aussi un fermion comme l électron (spin ½): il obéit donc au principe d exclusion de Pauli: son volume d occupation est beaucoup plus réduit que celui de l électron (séparation entre 2 neutrons 10-13 cm) Pas de charge électrique Masse légèrement supérieure au proton James Chadwick obtint le prix Nobel 3 ans plus tard pour cette découverte
Premières prédictions Baade et Zwicky en 1934 avancèrent l idée que les neutrons pourraient exercer une pression dégénérée encore plus grande que celle des électrons dans le cas d une naine blanche et seraient ainsi capables de supporter un résidu stellaire encore plus massif que M cha. Ils prédirent l existence, au sein de SN 1054 (le Crabe), d un cadavre stellaire plus dense qu une naine blanche Georges Gamow en 1937, étudia le processus de neutronisation, et prédit qu une étoile à neutrons de 1 M pouvait atteindre un diamètre de 10 km
SN 1054 : M1
Théorie des étoiles à neutrons En 1939, Oppenheimer et Volkoff élaborèrent une théorie des étoiles à neutrons fondée sur le principe d exclusion de Pauli. C est ce principe qui permet à l étoile de compenser la pression gravitationnelle par la pression de dégénérescence quantique des neutrons. Ils démontrèrent ainsi que l équilibre hydrostatique d un gaz dégénéré de neutrons est possible pour des étoiles de masse proche de 1 M et de diamètre de 10 à 20 km
Mais.. Toutes ces prédictions furent ignorées de la communauté Astronomique «Il s agit là encore de vues de l esprit assez floues et qui ne peuvent être confrontées à l observation» (in «Astronomie populaire de Flammarion», 1955)
Premières observations en radio (Fréquence d observation: 408 MHz) En 1967 Jocelyn Bell en étudiant la scintillation des quasars découvre des signaux périodiques espacés de 1.3373 secondes (largeur 0.04s). Cette séparation temporelle était d une extrême précision. L observation reçut le nom de LGM 1 (Little green men 1) observations de pulses radio espacées de 1.33s
Lecon (actuelle) de cette découverte Elle envoie un signal «fort» contre la mauvaise habitude actuelle de «nettoyer» le signal observé avant de le regarder: les filtres utilisés pour enlever les interférences terrestres, ou encore les intégrateurs qui lissent les fluctuations plus courtes que le temps d intégration doivent être utilisés avec précaution et discernement. Le résultat de ce «nettoyage» est de gommer les signaux inhabituels et donc d oublier d examiner d autres paramètres (ici, le temps) Ainsi Jocelyn Bell s était rendue compte que les signaux reçus se décalaient de 4mn tous les jours comprenant ainsi qu ils provenaient d une source extra-solaire
Les petits hommes verts Sincèrement nous ne croyons pas avoir obtenu des signaux en provenance d une autre civilisation, mais cette idée nous a traversé l esprit car nous n avons pas de preuve qu il s agit d une émission radio «naturelle». Si on croit que nous avons peut-être détecté des signaux de vie extraterrestre, comment annoncer ce résultat? Qui va en parler en premier? (Antony Hewish) Cette boutade fut prise très au sérieux par la presse et particulièrement par les «tabloïds» anglais En 1968 deux autres pulsars s ajoutèrent à la liste et la découverte des «pulsars» fut publiée dans «Nature»!
D autres observations Au fur et à mesure que d autres pulsars furent détectés, il fallut trouver une explication plus sérieuse que «les petits hommes verts». La découverte en 1968 de PSR B0531+21 dans le crabe (SN 1054) ainsi que celui de Vela renforcèrent l hypothèse de Baade et Zwicky sur les étoiles à neutrons La même année Franco Pacini et Thomas Gold proposèrent une explication du phénomène de pulsar comme étant une étoile à neutrons magnétisée en rotation rapide
Image composite dans le visible et rayons X du pulsar du crabe né de la supernova historique SN 1054; on voit le gaz environnant, la nébuleuse agitée par le champ magnétique et le rayonnement du pulsar
Vela vu par Chandra Vela émet dans le domaine visible, radio, X et Gamma. Période = 89ms. Dist : 1500 a.l. Age=11000 ans. Cette image montre l émission dans le domaine gamma du pulsar Vela. C est la source gamma la plus brillante du ciel. La couleur bleue de l émission indique la présence de rayons gamma de plus de 1 GeV. La partie rouge de l émission montre une énergie de 300 MeV. Le fond montre une émission diffuse en gamma
Explication proposée Une étoile à neutrons est fortement magnétisée: les lignes de champ canalisent les particules chargées permettant l émission d un faisceau d ondes radio qui tourne en même temps que l étoile. A chaque tour le faisceau balaie la terre comme un phare (effet permis par le non alignement de l axe de rotation et de l axe magnétique) L explication reste aujourd hui le modèle de travail des spécialistes des étoiles à neutrons. Hewish: Nobel en 1974. «Miss Bell n avait agit que sur ses instructions»
Pulsar: La sphère au centre est l étoile à neutrons; les courbes blanches schématisent les lignes du champ magnétique, le cône bleu l émission radio et la ligne verte l axe de rotation de l étoile
Nos connaissances et observations actuelles
Résultats d observations Sept étoiles à neutrons observées grâce à leur rayonnement thermique Plus de 2000 pulsars: le plus rapide PSR B1937+21 a une période de 1.56 ms Le plus lent: 1 tour toutes les 4.3 s Estimation du champ magnétique du crabe (énergie emportée par l émission radio= estimation du champ): qq 10 12 Gauss.
Reste de supernova-étoiles à neutrons-pulsars Sur les centaines de pulsars et restes de SN connus, seulement quelques uns sont appariés; l association reste de Supernova pulsar reste donc exceptionnelle
Raisons Plusieurs raisons à cela: Explosion de SN a donné un autre résidu (dislocation, trou noir) Phénomène d émission pulsée pas activé (Cas A par ex ou une étoile à neutrons a été détectée non en tant que pulsar mais comme source X) Faisceau radio ne balaie pas la terre Déplacement de l étoile à neutrons lors de la SN (explosion légèrement anisotrope) Vie d un pulsar est plus longue que les restes de SN (un pulsar vit 10 7 et 10 9 ans, temps au bout duquel les nébuleuses de SN sont dissoutes)
Au final.. Il est donc normal d observer plus de pulsars que de reste de Supernova. Dans la galaxie il y a plus d étoiles à neutrons (plusieurs millions) que de pulsars (plusieurs dizaines de milliers)
Propriétés des pulsars Masse entre 1.4 et 2.5 M Rayon ~ 12 km (2 10-5 R ) Vitesse de rotation: ~200 t/s (soleil: 1 tour en 25 jours) Champ magnétique: 10 12 gauss (Terre: 0.5 Gauss) T eff = 1O 6 K (170 T ). A cette température, λ max la longueur d onde du maximum d émission est dans le domaine des X (C est pourquoi la recherche d étoiles à neutrons se fait dans le domaine des X). En 1000 ans T eff passe de 10 12 K à 10 6 K L = 0.3 L Densité moyenne: 4-6 10 14 g/cm 3 (à comparer avec la densité d un noyau atomique soit 4 10 14 g/cm 3 ). Elle croit de 10 6 g/cm 3 dans la croute externe, jusqu à 6-8 10 14 g/cm 3 au centre)
Comparaison de tailles d étoiles supposées avoir la même masse que le soleil A) réduction de diamètre entre géante rouge et soleil: 250 B)réduction entre soleil et naine blanche: 100 C) réduction entre naine blanche et étoile à neutrons: 500 D) réduction entre étoile à neutrons et trou noir: 5
Schéma indiquant pourquoi la vitesse de rotation et le champ magnétique s accroissent lors de la formation d une étoile à neutrons. Avant l effondrement l étoile à un moment cinétique égal à J = Mr 2 ω. Après l effondrement le moment cinétique et la masse étant identiques, la vitesse angulaire s accroit d un facteur 1 r 2. Ceci explique pourquoi une étoile à neutrons fait environ 500 tours par seconde. De même si l on suppose que le champ magnétique reste attaché à la matière en contraction (conservation du flux), son intensité mesurée par le nombre de lignes de champ traversant une unité de surface croit aussi en 1 r 2. La aussi cela explique le champ de 10 12 gauss
Etoile à neutrons: quelques relations Relation entre le rayon et la masse: R = 0.114 h 2 Gm p 8 3 M 1 3 Pour une masse de 1.4 M on obtient un rayon de 15 km Vitesse de libération d une fusée (mesure de la gravité) tirée depuis une étoile à neutrons de 1.4 M : v e = 2GM R 1/2 On obtient une vitesse de 160 000 km/s soit la moitié de la vitesse de la lumière
Limites maximum Existence d une masse maximale: Limite de Landau-Oppenheimer-Volkoff :3 M. Elle est sans doute plus basse, entre 2 et 3 M Existence d une vitesse limite de rotation (force centrifuge < gravité) Existence d un champ magnétique maximum (si la pression magnétique dépasse la pression de la matière = instabilité)
vitesse de rotation d un pulsar => étoile à neutrons Si une étoile de masse M tourne avec une vitesse angulaire Ω = 2Π/p ou p est la période on peut montrer que la densité moyenne de l étoile ρ doit être telle que ρ > 3 Π/Gp 2 Le 1 er pulsar découvert avait une période de 1.3s ce qui impliquait que ρ > 10 8 g/cm 3 (densité correspondante à celle d une naine blanche) Le pulsar du crabe découvert plus tard (p=0.033s) impliquait une densité trop grande pour une naine blanche. Le plus rapide connu implique que ρ > 10 14 g/cm 3 correspondant à la densité de la matière nucléaire
Pourquoi une masse < 3 M? Deux raisons à cela: 1. La relativité impose une limite à la résistance à la pression d un matériau (rigidité). Il en résulte une limite maximum aux forces de répulsions nucléaires soumises aux très hautes pressions 2. De l énergie est toujours impliquée dans la génération de ces forces répulsives. Or l énergie c est de la masse qui engendre aussi de la gravitation. Donc plus la matière résiste à la gravitation plus elle génère de l énergie gravitationnelle Au-delà d un certain seuil l augmentation de pression devient donc contre productive; au lieu de s opposer à la gravitation elle en rajoute et l astre s effondre. Limite calculée 3 M mais sans doute plus faible
Masses des étoiles à neutrons mesurées dans des systèmes binaires. Toutes ces masses sont proches de la masse de Chandrasekhar (1.43 M ) ce qui laisse à penser que la limite de Landau-Oppenheimer-Volkoff est surestimée.
Structure d une étoile à neutrons Au contraire des noyaux atomiques dans lesquels la cohésion est assurée par les forces nucléaires (forte et faible), une étoile à neutrons est une sorte de noyau géant dont la cohésion est assurée par la gravitation Essentiellement constituée d un superfluide de neutrons et d un fluide d électrons et protons (ces derniers supraconducteurs près du cœur) La structure du cœur reste encore hypothétique car basée sur des modèles
Températures équivalentes à T = 0 K A T=0 K Le principe d exclusion de Pauli oblige toutes les particules de s empiler jusqu à une énergie dite énergie de Fermi, d autant plus forte que le nombre de particules par unité de volume est élevé. Pour une étoile à neutrons E Fermi = 10 34 joules ce qui correspond à T Fermi = 10 11 K Lorsque T est élevée les particules occupent des niveaux situé au dessus du niveau de l énergie de Fermi Comme dans une étoile à neutrons T = 10 9 K, donc très inférieure à T Fermi, la configuration des particules est proche de celle correspondant à T=0. A cette température l étoile à neutrons se comporte comme un corps très froid
Superfluidité et Supraconductivité Comme T est très inférieure à T Fermi, l étoile se comporte comme un corps à T=0 K. A cette température les neutrons forment un superfluide: absence totale de viscosité (dans un tel liquide un tourbillon peut s entretenir de lui-même pendant des mois; exemple 4 He en dessous de 2.17 K ) De même les protons forment une phase supraconductrice (dans un tel matériau la résistance électrique est nulle: exemple Hg à 4.2 K)
Structure détaillée Sur les premiers centaines de mètres, la matière est composée de Fer sous forme cristalline. Sa surface est très lisse à cause de la très forte gravitation. La densité croit très rapidement en allant vers le centre Vient ensuite l écorce interne: 1-2 km (densité 1/1000 de la densité nucléaire), couche de transition entre la partie cristalline et la partie liquide sous-jacente. Les noyaux s enrichissent progressivement en neutrons mais corrélativement, à acuse de l accroissement de densité, sont de plus en plus incapables de les retenir: ils deviennent déliquescents. Les neutrons se regroupent sous forme de bulles, spaghettis.. superfluides
Structure détaillée En dessous on trouve une couche liquide de plusieurs km composée de protons, neutrons et électrons (il y a plus de neutrons que de protons ). Elle est formée en majorité de liquide neutronique superfluide. Les protons quant à eux forment un supraconducteur. La densité augmente toujours pour atteindre, au bas de la couche, 3 fois la densité nucléaire Dans le cœur: hypérons, bosons et au centre soupe de quarks libres, condensat de pions ou de kaons.. Modélisation très difficile car on ignore presque tout de la physique à de telles densités
L intérieur d une étoile à neutrons Liquide neutronique superfluide Croute de Fer cristallin Noyaux de Fer, mer d électrons Hypérons, bosons, pions ou kaons?? Soupe de quarks libres? Ecorce interne: noyaux et neutrons. Bulles, spaghettis et lasagnes.. de liquide neutronique superfluide Protons supraconducteurs
Les Pulsars
Ce que ce n est pas: même si en anglais pulsar est la contraction de pulse et star, ce n est pas une étoile «pulsante» (en fait la période d une étoile pulsante se compte en jours) En effet, leur émission radio est continue mais focalisée ce qui fait qu un observateur voit une impulsion (un pulse!) radio chaque fois que le faisceau passe devant son détecteur
Qu est-ce que c est? C est une étoile à neutrons en rotation rapide sur elle-même, possédant un très fort champ magnétique, et émettant un fort rayonnement électromagnétique dans la direction de son axe magnétique. Sa période de rotation est de l ordre de la seconde, voire de la milliseconde (ms) pour certains Un pulsar pour un observateur se signale sous la forme d un signal périodique, la période correspondant à la période de rotation de l astre Bien qu extrêmement stable ce signal ralentit très légèrement au cours du temps
Origine des Pulsars Le très fort champ magnétique et la rotation très rapide d une étoile à neutrons en font un générateur électrique très puissant. Le champ électrique associé est suffisamment puissant pour arracher des particules chargées de sa surface Les particules chargées suivent les lignes de champ magnétique vers les pôles nord et sud de l étoile. Leur impact sur les calottes produit un rayonnement de haute énergie (γ mais aussi radio)
Anatomie d un pulsar: au centre l étoile à neutrons génératrice d un champ magnétique gigantesque. Ce champ est indirectement responsable de l émission d un rayonnement de haute énergie. Par contre comme on peut le voir sur ce dessin l axe de rotation et l axe magnétique ne coïncident pas, ce qui fait que le faisceau radio balaie une grande partie du ciel. Si notre Terre se trouve dans l axe du faisceau radio émis nous recevons donc un signal radio sous forme d un «pulse».
Les lignes du champ magnétique guident les particules vers les pôles. Les calottes polaires magnétiques de l étoile, surchauffées par l impact des particules qui sont canalisées par le champ magnétique et frappent la croute ultradure à des vitesses proches de la lumière émettent un rayonnement de haute énergie
Le processus de «cascade» L étoile à neutrons est un gigantesque aimant tournant qui fonctionne comme une dynamo. Elle crée une différence de potentiel de 10 16 volts. Du coup les forces électriques surmontent l énorme gravitation et parviennent à arracher des particules chargées de la surface puis à les accélérer. Ces particules produisent des rayons γ énergétiques, tout de suite piégés par le champ magnétique. Ils se transforment alors en paires électron-positron qui se recombinent plus loin en émettant de nouveaux rayons γ qui un peu plus loin créent d autres paires électronpositron et ainsi de suite jusqu'à ce que le rayonnement sorte de la zone de piégeage et s échappe.
Le rayonnement synchrotron Quand un électron se déplace dans un champ magnétique, il spirale autour des lignes de champ. En changeant continuellement de direction il est accéléré ce qui implique qu il émet des photons. C est le rayonnement synchrotron responsable d une grande partie de la perte d énergie de l étoile à neutrons et donc de son ralentissement.
Ralentissement des pulsars Les Pulsars sont des horloges naturelles extraordinairement stables, dont la stabilité est comparable aux horloges atomiques terrestres Leur ralentissement provoque une lente augmentation de la période (croissante au cours du temps). Le ralentissement observé est de 10-14 à 10-16
Energie et âge du pulsar du crabe E rot = 1 5 MR2 ω 2 = 4Π2 MR 2 ou p est la période. 5p 2 Pour le crabe p = 0.033s et E rot = 1.8 10 49 ergs, une énergie colossale (rappel: 1 L = 4 10 33 ergs) On a pu mesurer son ralentissement qui est de p = 4.2 10-13. A partir de là on peut alors calculer son âge: τ = p = 1300 ans, valeur à comparer à 2p l observation qui donne 1000 ans. Enfin on prédit la loi d évolution temporelle de la période qui dépend d un «indice de freinage» qui est égal à 3. Mais cet indice est très difficile à mesurer (actuellement trouvé < 3)
Energie perdue par le pulsar du Crabe La connaissance du ralentissement du pulsar p et de sa période p permet aussi d estimer sa perte d énergie rotationnelle. Celle-ci s écrit: de rot dt = 4Π2 Jp p 3 = -4 10 38 erg s -1 ~10 5 L ou J est le moment cinétique Cette énergie gigantesque est beaucoup plus grande que le faisceau radio du pulsar dont l énergie moyenne est de ~10 30 erg s -1 Le reste de l énergie est absorbée et alimente la nébuleuse du crabe
Ralentissement Ensemble des pulsars connus en 2008. En rouge les pulsars ordinaires, en bleu ceux qui possèdent une émission de haute énergie; en violet les pulsars présents dans des systèmes binaires, en vert les pulsars X anormaux Période en s
Même diagramme que précédemment mais avec indiqué les lignes de B constant et d'âge constant. Le gros de la population des pulsars est plus âgé que 10 5 ans mais plus jeune que la galaxie (10 10 ans). Les pulsars dans des systèmes binaires sont des pulsars «recyclés» car ils ont accrêté de la masse et du moment angulaire de leur compagnon au point qu ils émettent des pulses radio malgré leur champ magnétique plus faible Durée de vie moyenne d un pulsar: entre 10 7 et 10 9 ans
Distribution des pulsars La majorité des pulsars ont une période entre 0.2 et 2s et un p entre 10-14 et 10-16. Le temps mis par sa période pour varier d un facteur 2 est de plusieurs dizaines de millions d années Certains pulsars sont aussi visibles en X et γ. Ces pulsars ont un p très élevé (>10-14 voire 10-10 ) caractéristique d objets jeunes. Deux populations, l une avec période courte (0.1s) et p modéré (~10-13.5 ), l autre avec période très longue (5-12s) et p très élevé (10-10 ) Il existe des pulsars dans des systèmes binaires. Une étoile à neutrons se forme (l autre étoile résiste à la SN); plus tard elle accrête les couches de l étoile voisine provoquant ainsi le «recyclage» du pulsar.
Pulsar Vela: Observation faite en rayons X par Chandra. Le pulsar est la tache brillante au centre, entouré par du gaz chaud (en jaune et orange). On voit le jet émis par l un des pôles de l étoile à neutrons. Dans le coin, en haut à droite on voit le jet opposé qui ondule en sortant du gaz chaud. Il se comporte comme un jet d eau bougeant dans tous les sens tout en restant collimaté. La collimation est assurée par le champ magnétique Distance: 960 a.l. Période: 89 ms Vitesse du gaz: 1200 km/s Peut-être une planète compagnon pour expliquer les variations observées dans le chronométrage du pulsar
RX J185635-3754 en X Etoile à Neutrons la plus proche de notre système solaire, dont on voit l émission de surface. Distance 400 a.l. Teff = 450 000 K avec un rayon de 14km (observations combinées de Chandra en X et de Hubble.
Combien d étoiles à neutrons? Il existe probablement des millions d étoiles à neutrons dans notre galaxie qui n émettent pas dans le domaine radio. A ce jour une poignée ont été identifiées grâce à leur émission X (ex: Geminga)
Position de Geminga dans la galaxie; on voit aussi la position du crabe et de Vela. C est la plus forte source gamma du ciel mais aussi visible en X. Elle a été vue en optique mais très faible (m = 25.5). Distance: 500 a.l. Elle est sans doute née de l explosion d une SN dans le voisinage solaire il y a 340000 ans
Variations autour des pulsars
Les Magnetars Ce sont des étoiles à neutrons dont le champ magnétique est 1000 fois plus intense que celui d une étoile à neutrons Si un magnetar était à 1000 km de nous son champ magnétique serait mortel déchirant nos tissus biologiques à cause du diamagnétisme de l eau S il était sur la lune par ex, son champ serait suffisant pour effacer les informations contenues sur toutes les cartes magnétiques présentes sur terre.
Magnetars Le champ magnétique gigantesque est responsable de cassures dans la croute de Fer qui laissent échapper des bouffées de particules de haute énergie provoquant une brève émission gamma Cette émission se répète à intervalles plus ou moins réguliers: SGR (soft Gamma repeater) C est aussi une source X mais modulée En quelques milliers d années il ralentit et devient un émetteur X réguliers: AXP (anomalous X-ray pulsars) Une SN sur 10 donne naissance à un magnetar On connait une douzaine de SGR et d AXP dans la galaxie (p entre 5-12 s. Age < 10000 ans)
Vue d artiste qui montre le front de rayonnement Gamma en expansion suite à l éclair très puissant émis el 27/12/2004 par le magnétar SGR 1806-20. Il a éclairé la haute atmosphère terrestre (ionosphère). L éclair avait une magnitude absolue de -29. En 1/10 s il a émis 1.3 10 46 ergs, l équivalent de notre soleil (4 10 33 ergs -1 ) en 100000 ans.
Reste de SN N 49 dans le grand nuage de Magellan; Il s étend sur 30 a.l.; Il abrite une SGR détectée le 5/03/1979: SGR 0526-66. C est un magnétar créé lors de l explosion de la SN. Une carte en rayons X a été réalisée par ROSAT. Au centre de la boite on trouve le SGR, tous les autres rayons X viennent du gaz chauffé par la SN
Reste de SN CTB 109. Au centre la source 1E 2259+586 un pulsar avec p = 7s. Distance: 3 kpc. C est le candidat magnétar le plus proche de la Terre Carte en X faite avec le satellite ROSAT
Observations XMM Newton
Pulsar milliseconde Le premier pulsar milliseconde a été découvert en 1982. C est un pulsar X. Il a une période de 1.558 ms ce qui à l époque de la découverte en faisait le plus rapide connu. Son ralentissement de 10-19 indiquait qu il était très vieux (ralentissement faible => freinage magnétique peu efficace => champ 10000 fois moins intense). Comment concilier grand âge et grande vitesse de rotation? En réalité Il fait partie d un système binaire et sa rotation a été accélérée par la chute de gaz arraché à son partenaire.
La veuve noire Ainsi le pulsar dit «la veuve noire» (PSR 1957 +20) est un pulsar milliseconde dans une binaire à éclipse. Le compagnon du pulsar est une naine brune aspirée par l étoile à neutrons. Sa période orbitale est de 9.2h avec une éclipse de 20 minutes quand il passe devant l étoile à neutrons D autres pulsars millisecondes ont déjà consommé leur compagnon; ils ont été réaccélérés dans le passé et ralentissent actuellement à un taux très lent. Les pulsars «réactivés» dépassent le milliard d années
La Veuve noire En vert le choc du gaz dans le nuage environnant (H-alpha). En rouge et blanc des chocs secondaires découverts en X par Chandra
Retombée des pulsars Détection de planètes extra-solaires car le chronométrage est si précis que la plus légère perturbation se traduit par un décalage mesurable dans les pulses radio: Ainsi PSR 1257+12 (dist 1000 a.l.) s est révélé accompagné d au moins deux corps de 4 masses terrestres de périodes 67 et 98 jours PSR B1620-26 lui est accompagné d une planète géante gazeuse (2.5 M J )
Intérêt des pulsars Pulsars millisecondes particulièrement stables: précision égale aux meilleures horloges terrestres Définition des repères spatiaux (raccord des systèmes de référence système solaire radiosources extragalactiques) Tests de relativité générale en champ gravitationnel fort