Les spectres radio de la plupart des pulsars suivent une loi de puissance, mais certains présentent une cassure : en dessous d'une certaine fréquence, le flux chute brusquement. Ces spectres gigahertz à pic (GPS) sont souvent attribués à une absorption dans un milieu dense, plutôt qu'au mécanisme d'émission lui-même. Dans les systèmes binaires, en particulier chez les « araignées » avec des compagnons proches, le plasma de l'étoile donneuse et le vent du pulsar créent un environnement complexe. On avait déjà remarqué que les spectres des pulsars millisecondes éclipsés varient avec la phase orbitale, mais suivre systématiquement l'évolution de la cassure elle-même sur toute l'orbite n'avait pas été possible en raison de la faiblesse des sources et du manque d'observations à large bande. Ce travail s'inscrit dans la lignée des études des propriétés spectrales des pulsars et comble une lacune : il suit pour la première fois en continu la fréquence de cassure sur presque toute l'orbite.
Le pulsar PSR J2144−5237 a été observé avec le radiotélescope de 64 mètres de Parkes (Australie) équipé du récepteur Ultra-Wideband Low, qui couvre simultanément la bande de 704 à 4032 MHz. Le temps d'observation total est d'environ 50 heures, réparties en 10 époques sur environ deux ans. La période orbitale du système étant d'environ 10 jours, chaque époque capture un intervalle étroit de phase orbitale, et ensemble elles reconstituent presque toute l'orbite. Les données ont été calibrées en polarisation et nettoyées des interférences, puis découpées en segments de 20 minutes. Dans chaque segment, le flux a été mesuré séparément pour les deux composantes de l'impulsion (la première et la seconde), qui correspondent à différents pôles magnétiques du pulsar. Le spectre de chaque segment a été ajusté avec un modèle de loi de puissance à cassure, et la fréquence de cassure a été déterminée avec ses incertitudes par une méthode d'estimation bayésienne (échantillonnage imbriqué Dynesty).
La fréquence de cassure du spectre radio varie doucement avec la phase orbitale : d'environ 0,8 GHz près de la phase 0,35 à presque 3,0 GHz autour de la phase 0,64, puis redescend. Cette tendance se reproduit à différentes époques d'observation : les points obtenus à des moments différents pour une même phase s'alignent sur une même courbe. Les deux composantes de l'impulsion, la première comme la seconde, montrent une évolution pratiquement identique de la fréquence de cassure. Le coefficient de corrélation de Pearson entre elles atteint 0,98 à certaines époques avec une haute significativité (p-valeur de l'ordre de 10⁻⁹). La différence et le rapport des fréquences de cassure des deux composantes restent presque constants le long de l'orbite, sauf sur quelques segments à faible rapport signal sur bruit. Un simple modèle de loi de puissance à cassure ne décrit pas toujours bien les spectres : à certaines phases, des détails supplémentaires apparaissent, indiquant des processus d'absorption plus complexes. Néanmoins, la tendance principale est claire : la fréquence de cassure « respire » continuellement au rythme du mouvement orbital.
Ce travail se distingue des études voisines par le fait qu'il suit pour la première fois l'évolution de la fréquence de cassure en continu sur toute l'orbite, plutôt que de comparer des phases isolées. Les travaux voisins soit étudiaient les propriétés spectrales générales des pulsars, soit notaient des changements spectraux à des phases limitées. Ici, on montre que la fréquence de cassure sert d'indicateur sensible de l'état du plasma le long de la ligne de visée. La corrélation entre les deux composantes de l'impulsion exclut les causes internes et pointe vers un écran absorbant externe commun. Cela transforme la cassure gigahertz d'une caractéristique statique en un outil de diagnostic dynamique.
L'étape naturelle suivante consiste à passer d'un modèle phénoménologique à cassure à des modèles de transfert radiatif physiquement motivés, qui tiennent compte des mécanismes d'absorption spécifiques : résonance cyclotronique, absorption libre-libre, auto-absorption synchrotron. L'analyse conjointe de l'évolution de la fréquence de cassure avec la polarisation, la mesure de rotation et la mesure de dispersion permettra de reconstruire la géométrie du champ magnétique et la distribution de densité dans le système. L'extension de l'échantillon à d'autres pulsars millisecondes binaires, en particulier avec le futur Square Kilometre Array, montrera à quel point cet effet est universel. Une modélisation magnétohydrodynamique tridimensionnelle de l'interaction entre le vent du pulsar et le compagnon reliera l'évolution observée à la physique de l'onde de choc.
La méthode s'applique à tout pulsar binaire présentant une cassure gigahertz dans son spectre. Elle offre un nouveau moyen d'estimer le champ magnétique du compagnon et la densité électronique dans le vent du pulsar.
Construire un modèle physique d'absorption cyclotronique et l'ajuster à la dépendance orbitale de la fréquence de cassure. Mener des observations simultanées du spectre et de la polarisation pour plusieurs systèmes.
Pour la physique des pulsars, la question de la structure et de la dynamique du plasma intra-binaire dans les systèmes de type « araignée » reste ouverte. Ce travail relie directement l'évolution spectrale observée à la distribution de densité et de champ magnétique dans ce milieu, ce qui rapproche de la résolution du problème de l'interaction entre le vent du pulsar et la matière du compagnon.
La fréquence de cassure varie d'un facteur quatre au cours de l'orbite : de 0,8 à 3 GHz. C'est comme si un récepteur radio s'accordait tout seul de la bande FM à la bande Wi-Fi, en suivant le mouvement d'une étoile invisible.