PSR J0653+0443: An Eclipsing Millisecond Pulsar in an Extremely Eccentric Double Neutron Star System

Z. L. Yang; J. L. Han; L. G. Hou; Z. W. Chen; Y. G. Gong; Y. L. Guo; Y. J. Lu; C. Zhang; K. Y. Song; B. Liu; D. Lai; C. Wang; W. Q. Su; P. F. Wang; X. P. You; N. N. Cai; Q. Gao; W. C. Jing; B. Wang; H. G. Wang; T. Wang; J. Xu; Y. Yan; D. J. Zhou

Résumé IA · arXiv: 2610.29838v1 · astro-ph.HE

PSR J0653+0443: An Eclipsing Millisecond Pulsar in an Extremely Eccentric Double Neutron Star System

Z. L. Yang, J. L. Han, L. G. Hou, Z. W. Chen, Y. G. Gong, Y. L. Guo, Y. J. Lu, C. Zhang,

et 16 autres auteurs

K. Y. Song, B. Liu, D. Lai, C. Wang, W. Q. Su, P. F. Wang, X. P. You, N. N. Cai, Q. Gao, W. C. Jing, B. Wang, H. G. Wang, T. Wang, J. Xu, Y. Yan, D. J. Zhou

Article original Soumis à arXiv le 21 Oct. 2026 31 pages, 14 figures, original submitted version, accepted by Nature physics Licence : CC BY-NC-SA 4.0 Aussi en : en

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L’essentiel

La découverte de PSR J0653+0443 révèle un système de deux étoiles à neutrons d’excentricité extrême, éclipsant et source de bouffées périodiques d’ondes gravitationnelles.

Question

Quelles sont les propriétés orbitales et relativistes de ce nouveau système binaire d’étoiles à neutrons, et que révèlent-elles sur sa formation et son évolution ? Les auteurs évaluent aussi sa rareté et son intérêt potentiel pour l’observation des ondes gravitationnelles.

Méthode

Les auteurs ont suivi le pulsar avec FAST de 2022 à 2025 et ajusté une solution de chronométrage en phase connectée à 342 temps d’arrivée sur une plage de MJD 59902 à 60804. Ils ont adapté les paramètres du modèle de chronométrage aux orbites très excentriques, analysé les effets relativistes et l’éclipse, puis modélisé la formation par évolution stellaire et synthèse de population, ainsi que l’émission gravitationnelle.

Résultats

Résultat Le système a une période orbitale de 79,084 jours et une excentricité de 0,99238692, la plus élevée rapportée pour un système binaire stellaire dans l’étude.
Voir le passage dans l’article
We conducted a 2-hour tracking observation of PSR J0653+0443 covering the periastron passage (see zoomed part of Fig. 1), and precisely measured the orbital eccentricity ($e=0.99238692\pm 0.00000005$), the highest ever measured for stellar binary systems.
Résultat Une éclipse radio de 85 secondes près de la conjonction indique que l’orbite est presque vue par la tranche.
Voir le passage dans l’article
We also detected an 85-second eclipse of the radio emission, occurring near $\theta=90^{\circ}-\omega=46^{\circ}$ (grey-shaded region in Fig. 2), when the pulsar, its companion, and the barycenter were aligned along the line of sight (Fig. 1).
Résultat La modulation temporelle attribuée à l’avancée du périastron dépendant de la phase orbitale varie de −2,91 à +2,49 ms.
Voir le passage dans l’article
As demonstrated in Fig. 3D, $\Delta_{\rm RB,parv}$ varies in the range of $-2.91$ ms to +2.49 ms.
Résultat Les simulations de population indiquent que les systèmes ayant une excentricité supérieure à 0,95 et une période de 50 à 110 jours représentent au plus environ 5 × 10⁻³ des systèmes DNS survivants avec un pulsar observable.
Interprétation des auteurs Les auteurs attribuent l’excentricité extrême à une forte impulsion reçue lors de l’effondrement du cœur de fer de la seconde supernova.
Voir le passage dans l’article
Similar to other DNS systems, the extremely large orbital eccentricity of PSR J0653+0443 should arise from the birth kick imparted to the second-born neutron star Tauris et al. (2017) during iron-core collapse supernova (Fe CC-SN, see Method Sect. S6.2) Müller et al. (2019).

Limites

Le paramètre de retard d’Einstein ne peut pas être mesuré directement avec les données actuelles, car il est fortement corrélé à un paramètre orbital.
Voir le passage dans l’article
Currently, $\gamma$ can not be directly measured, we treated it as a fixed parameter when $\gamma$ is a parameter of the timing model (see Table S5).
Les données ne permettent pas encore de détecter plusieurs autres paramètres relativistes post-képlériens.
Voir le passage dans l’article
Besides the post-Keplerian parameter $\dot{\omega}$, $r$, $s$ and $\gamma$, other post-Keplerian parameters, including the orbital period derivative $\dot{P}_{\rm orb}$, the periodic relativistic corrections to the orbital motion $\delta_{\rm r}$ and $\delta_{\theta}$, and the two aberration parameters $A$ and $B$ Damour and Deruelle (1986), are currently too small to be detected and are therefore not yet required in the timing model.
La détection des ondes gravitationnelles par LISA, Taiji et TianQin n’est pas attendue, car le signal calculé est inférieur à leurs niveaux de bruit.

Portée

Les auteurs présentent ce système comme un cas exceptionnel qui met à l’épreuve les modèles actuels de formation des binaires d’étoiles à neutrons et les scénarios d’effondrement de supernova. Ils le proposent aussi comme laboratoire pour étudier les ondes gravitationnelles de binaires très excentriques, potentiellement accessibles à des projets futurs tels que LISAmax.

Rédigé par une IA à partir de l’article. Les passages cités sont vérifiés mot pour mot dans le texte analysé ; le reste peut contenir des erreurs.

Mots clés générés par l'IA : PSR J0653+0443 pulsar milliseconde étoile double à neutrons relativité générale ondes gravitationnelles

Pour aller plus loin

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Résumé vulgarisé
Article de blog
Abstract original

L’article rapporte la découverte de PSR J0653+0443, un pulsar milliseconde situé dans un système binaire composé de deux étoiles à neutrons, dans la Voie lactée. Les auteurs cherchent à caractériser ce système exceptionnel, à comprendre sa formation et à évaluer ce qu’il peut révéler sur la relativité générale, l’évolution stellaire et les ondes gravitationnelles. L’étude s’appuie sur des observations de suivi effectuées avec le radiotélescope FAST entre 2022 et 2025. Les chercheurs ont d’abord estimé l’orbite à partir des variations de la période apparente du pulsar, puis analysé pendant plus de deux ans les temps d’arrivée de ses impulsions afin d’établir une solution de chronométrage cohérente en phase. Les paramètres orbitaux habituels étant fortement corrélés dans une orbite aussi excentrique, ils ont adapté les modèles de chronométrage à l’aide de paramètres orbitaux transformés. Ils ont également étudié les retards relativistes et réalisé des simulations de formation stellaire et de synthèse de population. La période orbitale du système est de 79,084 jours et son excentricité atteint 0,99238692, la valeur la plus élevée rapportée pour un système binaire stellaire dans l’article. Malgré la durée de son orbite, le pulsar traverse la région comprise entre les anomalies vraies de −90° et +90° en environ 46 minutes. Au périastre, les deux étoiles sont séparées de seulement 0,83 rayon solaire. Leur vitesse relative atteint environ 1 140 kilomètres par seconde et leur accélération, 1 110 mètres par seconde carrée. La masse totale du système est estimée à 2,814 masses solaires. Les masses individuelles seraient d’environ 1,38 masse solaire pour le pulsar et 1,44 masse solaire pour son compagnon. L’inclinaison orbitale est estimée à 76 degrés, mais l’incertitude demeure importante. Cette valeur suggère une géométrie proche de la ligne de visée. Une observation de deux heures réalisée au passage du périastre a révélé une éclipse radio d’environ 85 secondes, près de la conjonction. Les auteurs l’attribuent au passage du pulsar derrière la magnétosphère de son compagnon et estiment à environ 40 000 kilomètres la taille effective de la région éclipsante. Selon l’article, il s’agit du deuxième système double étoile à neutrons dans lequel une éclipse a été observée, après PSR J0737−3039. Le chronométrage révèle également une avance séculaire du périastre de 0,017791 degré par an, compatible avec les prédictions de la relativité générale. L’effet orbital périodique associé à cette avance produit une modulation des temps d’arrivée comprise entre −2,91 et +2,49 millisecondes, particulièrement importante par rapport à celle observée dans les autres systèmes connus. La contribution non relativiste est estimée à −1,5 × 10⁻⁴ degré par an, mais elle est compatible avec zéro à un niveau de confiance de 95 %. Le paramètre de retard d’Einstein est estimé à 45 millisecondes, sans pouvoir être mesuré indépendamment pour l’instant. Les simulations indiquent qu’un effondrement du cœur de fer du compagnon, accompagné d’une forte impulsion de naissance, est nécessaire pour expliquer l’excentricité du système.

PSR J0653+0443 : un couple d’étoiles à neutrons hors du commun

Les étoiles à neutrons sont déjà des objets extrêmes : elles concentrent une masse comparable à celle du Soleil dans une sphère de quelques dizaines de kilomètres. Mais certaines vont plus loin encore lorsqu’elles forment un système binaire. Dans leur étude intitulée « PSR J0653+0443: An Eclipsing Millisecond Pulsar in an Extremely Eccentric Double Neutron Star System », Z. L. Yang, J. L. Han, L. G. Hou, Z. W. Chen, Y. G. Gong, Y. L. Guo et leurs collègues présentent un système particulièrement remarquable, situé dans la Voie lactée. Il réunit un pulsar milliseconde et une autre étoile à neutrons sur une orbite d’une excentricité exceptionnelle.

En suivant ce système, les chercheurs veulent mieux comprendre comment il s’est formé et comment évoluent les étoiles à neutrons. Ils cherchent aussi à déterminer ce que PSR J0653+0443 pourrait nous apprendre sur la relativité générale et les phénomènes associés aux ondes gravitationnelles.

Une orbite extrêmement allongée

L’équipe a observé le pulsar avec le radiotélescope FAST entre 2022 et 2025. Elle a d’abord utilisé les variations de sa période apparente pour estimer son orbite, puis a analysé pendant plus de deux ans les temps d’arrivée de ses impulsions radio. Ces mesures ont permis d’établir un modèle cohérent du comportement du pulsar au fil de l’orbite. Comme les paramètres orbitaux habituels sont fortement liés entre eux dans une orbite aussi excentrique, les chercheurs ont adapté leurs modèles en employant des paramètres transformés.

La période orbitale est de 79,084 jours, mais cette durée relativement longue masque un passage au périastre d’une brièveté saisissante. L’excentricité atteint 0,99238692, la valeur la plus élevée rapportée pour un système binaire stellaire dans l’étude. Autrement dit, les deux étoiles ne suivent pas un cercle régulier : elles passent la majeure partie de leur orbite loin l’une de l’autre, avant de plonger brièvement à proximité.

Au périastre, leur séparation n’est que de 0,83 rayon solaire.
Leur vitesse relative atteint environ 1 140 kilomètres par seconde.
Leur accélération atteint environ 1 110 mètres par seconde carrée.
Le système traverse la région comprise entre les anomalies vraies de −90° et +90° en environ 46 minutes.

La masse totale du système est estimée à 2,814 masses solaires. Les masses individuelles seraient d’environ 1,38 masse solaire pour le pulsar et 1,44 masse solaire pour son compagnon. L’inclinaison de l’orbite est évaluée à 76 degrés, bien que cette mesure reste incertaine. Elle suggère néanmoins une géométrie proche de la ligne de visée, qui aide à expliquer un autre indice marquant : une éclipse radio.

Une éclipse près du passage rapproché

Au cours d’une observation de deux heures réalisée au périastre, les astronomes ont constaté que les émissions radio du pulsar disparaissaient pendant environ 85 secondes, près de la conjonction. Selon leur interprétation, le pulsar passe alors derrière la magnétosphère de son compagnon, qui bloque ou perturbe momentanément les signaux. La région responsable de l’éclipse aurait une taille effective d’environ 40 000 kilomètres.

Cette observation place PSR J0653+0443 parmi les rares systèmes doubles d’étoiles à neutrons où une éclipse radio a été détectée. D’après l’étude, il s’agit du deuxième cas connu, après PSR J0737−3039. L’éclipse offre une occasion d’étudier l’environnement magnétique du compagnon et les interactions entre les deux objets lorsqu’ils sont au plus près.

Un test de la relativité générale

Le chronométrage révèle également une avancée séculaire du périastre de 0,017791 degré par an. Cette rotation graduelle de la direction du point de rapprochement maximal est compatible avec les prédictions de la relativité générale. Dans ce système très excentrique, l’effet orbital périodique associé à cette avancée est particulièrement prononcé : il modifie les temps d’arrivée des impulsions de −2,91 à +2,49 millisecondes, une amplitude importante par rapport à celle mesurée dans d’autres systèmes connus.

Les chercheurs ont aussi évalué une contribution non relativiste à l’avancée du périastre. Elle est estimée à −1,5 × 10⁻⁴ degré par an, mais reste compatible avec zéro au niveau de confiance de 95 %. Le paramètre de retard d’Einstein, lié aux effets relativistes sur le parcours des impulsions dans le champ gravitationnel, est estimé à 45 millisecondes. Les données actuelles ne permettent toutefois pas encore de le mesurer indépendamment.

Comment ce système a-t-il pu se former ?

Pour retracer l’histoire de PSR J0653+0443, l’équipe a réalisé des simulations de formation stellaire et de synthèse de population. Ces calculs indiquent qu’un effondrement du cœur de fer du compagnon, accompagné d’une forte impulsion de naissance, est nécessaire pour expliquer l’excentricité observée. Une telle impulsion aurait brusquement modifié l’orbite du système au moment où la seconde étoile à neutrons s’est formée.

PSR J0653+0443 réunit ainsi plusieurs caractéristiques rares : une orbite presque aussi allongée que possible, une rencontre rapprochée spectaculaire, une éclipse radio et des effets relativistes mesurables. De futures observations pourront préciser les masses et l’inclinaison, améliorer les tests de la gravité et éclairer la naissance de ces couples stellaires extrêmes. Ce système transforme une brève rencontre au périastre en laboratoire naturel pour étudier les étoiles à neutrons et les lois fondamentales de l’Univers.

Créé le 31 Oct. 2026

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Une orbite extrêmement allongée

Une éclipse près du passage rapproché

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