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étoile à neutrons

Étoile à neutrons

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Structure d'une étoile à neutron.

Une étoile à neutrons est le résultat de l'effondrement d'une étoile massive sous l'effet de sa propre gravité, lorsqu'elle a épuisé tout son combustible nucléaire. Selon la masse du noyau qui s'effondre, il se forme, par ordre croissant de masse, soit une naine blanche, soit une étoile à neutrons, soit un trou noir. La libération d'énergie qui en résulte produit une supernova de type II, Ib ou Ic.

Selon les circonstances, une étoile à neutrons peut se manifester sous divers aspects. Si elle tourne rapidement sur elle-même et qu'elle développe un puissant champ magnétique, elle projette alors le long de son axe magnétique un mince pinceau de radiations, et un observateur placé approximativement dans la direction de cet axe observera un pulsar ou un magnétar, dépendant de la vitesse de rotation et de l'intensité du champ magnétique. Si elle fait partie d'un système binaire, elle pourra alors apparaître comme un pulsar X ou une source à sursauts γ, si de la matière gazeuse issue de son compagnon tombe régulièrement à sa surface. Dans les autres cas, une étoile à neutrons est quasiment invisible à cause de sa très faible taille, qui n'est que de quelques dizaines de kilomètres de diamètre maximum, dût à une densité extrêmement importante.

1. Historique

Dans les années 20, Arthur Eddington, travaillant sur la structure et l'évolution stellaire, ne parvenait pas à résoudre le problème de la fin de vie des étoiles, lorsque celles-ci ont épuisé leur combustible nucléaire. En 1930, lors de son long voyage en paquebot l'amenant d'Inde à l'université de Cambridge, Chandrasekhar, qui n'avait alors que 20 ans, reprit ce problème en supposant que :

le gaz d'électrons au cœur de ces étoiles était un gaz parfait ;
les électrons étaient relativistes, ce qu'Eddington n'avait pas considéré.

Il trouva alors que la masse maximum ${\color{red} {M_{limite}$ d'une naine blanche valait :

${\color{red}\textstyle{M_{limite} = \frac{5,76}{\mu_e^2} M_S}$ avec ${\color{red}\mu_e$ = masse moléculaire moyenne par électron de l'étoile, et ${\color{red}M_S$ étant la masse du Soleil.

Ce résultat fit grand bruit, non seulement parce que c'était un jeune étudiant de 20 ans qui avait résolu un problème sur lequel avait buté Eddington, le grand astrophysicien de l'époque, mais aussi parce qu'une masse limite était fixée pour ces étoiles, et que cette masse limite ne dépendait que d'une combinaison de constantes fondamentales (5,76) et de ${\color{red}\mu_e$ , correspondant à la composition chimique et au taux d'ionisation de l'étoile. Cette limite est maintenant appelée limite de Chandrasekhar, ou ${\color{red}M_{Ch}$ .

Les équations montraient également que le rayon d'une naine blanche diminue lorsque sa masse augmente, l'équation liant ces deux paramètres étant de la forme : ${\color{red}\textstyle{R = \sqrt[3] {\frac{K}{M}}}$ , ${\color{red}K$ étant une constante. Ce résultat paradoxal s'explique par le fait que l'accroissement du rayon dû à l'augmentation de matière est négligeable devant la réduction du rayon due à la compression supplémentaire provoquée par l'augmentation de la gravité. En conséquence, la densité d'une naine blanche augmente considérablement quand sa masse augmente, puisque sa taille se réduit en même temps. Les équations prévoyaient que lorsque la masse d'une naine blanche tend vers ${\color{red}M_{Ch}$ , sa densité tend vers l'infini et son rayon vers zéro. Pour éviter cette singularité, il fut admis un temps que, lors de la fin de vie d'une étoile massive, l'expulsion de matière était toujours telle qu'au moment de l'effondrement la masse du noyau était toujours inférieure à ${\color{red}M_{Ch}$ . Il faut signaler qu'à cette époque le neutron n'était pas encore découvert.

Ce furent Zwicky et Baade, qui, les premiers en 1934, envisagèrent l'effondrement d'un cœur d'étoile d'une masse supérieure à ${\color{red}M_{Ch}$ . La dégénérescence des électrons ne parvenant plus à arrêter la contraction du cœur, ils s'unissent alors aux protons, qui se transforment en neutrons. Lorsque ces neutrons sont complètement dégénérés, c'est-à-dire, lorsqu'ils occupent toutes les cellules élémentaires permises, ne pouvant enfreindre le principe d'exclusion de Pauli, ils exercent alors une pression d'origine non-thermique, capable d'interrompre l'effondrement gravitationnel, ce phénomène apparaissant pour des densités de l'ordre de 10¹⁷ kg/m³. Ce scénario est d'autant plus remarquable, qu'il fut décrit et mis en équation, bien avant qu'une étoile à neutrons ne fût observée, puisque le premier pulsar découvert (CP 1919) ne le fut qu'en 1967.

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Catégories : Étoile à neutrons Évolution stellaire

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Page imprimée vendredi 8 août 2008 à partir de l'url :
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