Les étoiles à neutrons

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Sous l'effet de l'effondrement gravitationnel d'un coeur de plus de 1,4 Masse solaire, la matière est contrainte de prendre un état dégénéré : les électrons ne peuvent plus rester sur leurs orbites autour des noyaux (il leur faudrait une vitesse supérieure à celle de la lumière pour répondre au principe d'exclusion de Pauli) et sont forcés de pénétrer dans les noyaux atomiques, fusionnant ainsi avec les protons pour ne plus laisser place qu'à des neutrons confinés.

La densité des neutrons au coeur de l'étoile devient telle que l'interaction nucléaire forte qui agit sur eux devient répulsive. De plus, le principe de Pauli que nous avons vu tout à l'heure interdit aussi à deux neutrons de se trouver dans le même état au même endroit. L'addition de la pression de dégénérescence créée par le principe de Pauli avec l'interaction forte devenue répulsive va permettre au résidu de l'étoile de ne pas s'écraser sous la pression de gravitation..

composition d'une étoile à neutrons
On obtient ainsi une étoile dite 'étoile à neutrons', dont le diamètre est de l'ordre de 10 à 20 kilomètres pour une masse équivalente à celle du Soleil, qui se présente sous la forme d'une bille lisse et dure, où la plus grosse montagne ne dépasse pas le micron.
L'écorce de l'étoile se compose essentiellement de fer.

Dans une naine blanche, nous avions de la matière électronique dégénérée. Ici, c'est de la matière baryonique dégénérée à laquelle nous avons affaire. La compacité de celle-ci est encore supérieure :

un cube de sucre de matière pèse 400 milliards de tonnes


Etoile à neutrons isolée
Hubble a réussi à capturer une image d'une étoile à neutrons située à moins de 400 années-lumière de la Terre.
Cette étoile avait au préalable était repérée par son émission dans le domaine des rayons X, traduisant sa température de surface de l'ordre de 700.000 K.
Sa taille est inférieure à 28 km de diamètre.

(Source NASA/HST)

 



La transformation des atomes de l'étoile initiale en neutrons va libérer une énorme énergie, correspondant à l'énergie de liaison de ces atomes. Cette énergie est émise principalement sous forme de neutrinos, pendant quelques dizaines de secondes seulement.
La luminosité neutrinique d'une supernova est typiquement 100 fois supérieure à sa luminosité optique.

Les neutrinos interagissant très peu avec la matière, ils parviennent à s'échapper immédiatement du coeur de l'étoile en effondrement, quand les photons mettront des heures, voir des jours à s'extraire.
Observer les neutrinos permet donc d'obtenir des informations sur le tout début du processus d'effondrement.

Suite à l'explosion de la supernova, l'étoile à neutrons se crée à une température probablement supérieure à 1000 milliards de degrés.
Elle va refroidir très rapidement, en moins de 1000 ans, jusqu'à 1 million de degrés. Par la suite, sa température évoluera beaucoup plus lentement.

Au moment de sa création, cette étoile à neutrons va "récupérer" le mouvement de rotation de l'étoile initiale grâce à la conservation du moment cinétique . Elle va ainsi tourner sur elle-même très rapidement. Par exemple le pulsar du Crabe tourne à la vitesse de 30 tours/seconde.

On pensait jusqu'à très récemment que l'étoile à neutrons commençait par tourner très vite sur elle-même, et ralentissait ensuite avec le temps.
Si ce scénario semble acceptable pour une étoile à neutrons isolée, dans le cas d'un système binaire où le compagnon est une étoile de petite taille, des effets de couplage magnétique avec le disque d'accrétion qui va se former semblent être la cause d'une accélération ultérieure de la vitesse de rotation de l'étoile à neutrons.

 


Les pulsars

L'intense champ électrique et magnétique qui entoure l'étoile va générer un faisceau étroit de lumière, dans le domaine des radiofréquences , qui va balayer le ciel de la même manière que le faisceau d'un phare balaye la mer. On appelle ces étoiles des pulsars.

émission radio-électrique d'un pulsar
Parce que l'axe magnétique du pulsar n'est pas aligné avec son axe de rotation, l'émission radioélectrique due aux particules chargées piégées dans les lignes de champ magnétique balaye le ciel, comme la lumière d'un phare balaye la mer.

Certains pulsars peuvent tourner jusqu'à plusieurs centaines de tours par seconde.
La rotation d'un pulsar est extrêmement régulière et peut servir d'horloge cosmique.

En particulier, le système PSR 1913+16, composé de deux pulsars en rotation l'un autour de l'autre, a permis de mesurer les très faibles effets des ondes gravitationnelles prévues par la relativité générale.

 


Les magnétars

Les étoiles à neutrons possèdent un champ magnétique extrêmement intense accroché à leur surface, provenant du champ magnétique initial de l'étoile, densifié par l'effondrement de la supernova. Celui-ci est typiquement de l'ordre de 1012 Gauss, soit plus d'un trillion de fois le champ magnétique terrestre.

Au moment de sa naissance, le coeur de l'étoile à neutrons est conducteur, parce qu'il contient également des protons et des électrons. Si cette étoile possède alors une vitesse de rotation suffisament élevée (supérieure à 200 tours/seconde), le coeur liquide va pouvoir déclencher un "effet dynamo" pendant une vingtaine de secondes, ce qui est suffisant pour porter le champ magnétique à des valeurs huit cent fois à mille fois supérieures (soit 8x1014 Gauss).

Le champ magnétique tourne avec l'étoile, puisqu'il est accroché à sa surface. A de telles valeurs, les ondes magnétiques et les particules entrainées par le champ se révèlent extrèmement efficaces pour "pomper" l'énergie de rotation de l'étoile, et donc freiner brutalement sa rotation. En quelques milliers d'années, celle-ci va ralentir jusqu'à une vitesse d'un tour toutes les cinq ou dix secondes.

Une telle étoile est appelée un magnetar (contraction de magnetic star).

Un champ magnétique aussi intense va pouvoir pousser la matière à l'intérieur de l'étoile, et donc exercer des forces énormes sur sa croute solide ; à tel point que celle-ci peut finir par se rompre, de la même manière que la croute terrestre casse dans un tremblement de terre sous l'effet des contraintes. A ce moment-là, l'étoile laisse échapper des bouffées de particules à haute énergie qui vont provoquer une émission brève mais intense de rayons X durs (l'étoile à neutrons perd à cet instant autant d'énergie que le Soleil en 1000 ans).
Cette émission de radiation peut se reproduire à intervalles plus ou moins réguliers.
Ce phénomène est désigné sous l'appellation de SGR : Soft Gamma Repeaters.
Certains magnetars émettent des rayons X avec une période de l'ordre de la dizaine de secondes : ils sont appelés AXP : Anomalous X-ray Pulsars. Cette émission correspond à de la matière chaude piégée dans les lignes de champ magnétique en rotation avec l'étoile.

Au bout de 10000 ans, la source d'énergie du champ magnétique s'épuise, et le magnetar finit par devenir invisible.
Il est possible que 10% des étoiles à neutrons soient des magnetars.

 

rotation d'étoiles à neutrons
Evolution comparée des vitesses de rotation d'une étoile à neutrons isolée, dans un système binaire et d'un magnétar.

 


Les étoiles étranges

Si l'étoile à neutrons est suffisament massive, la densité au centre peut être tellement élevée que interieur d'une étoile à neutrons l'apparition de particules lourdes serait possible : hyperons, pions ...
En fait, on ne sait pas exactement ce qui peut se produire, car la théorie concernant l'interaction forte (qui gouverne le milieu) à haute densité est actuellement très peu développée.

Une hypothèse avancée en 1984 par le physicien Edward Witten serait le déconfinement des quarks, avec apparition d'un plasma de quarks et et de gluons, sous l'effet d'une excitation extérieure à l'étoile - un rayon cosmique de haute énergie par exemple. Ce plasma est instable et ces quarks peuvent alors se désintégrer en donnant des quarks (strange). Ce coeur de quarks et de gluons va progressivement convertir les neutrons du reste de l'étoile, pour aboutir finalement à une transformation totale (à l'exception possible d'une fine croute) en matière étrange - ainsi nommée car composée essentiellement de quarks . Cette transformation très rapide, entre une seconde et dix minutes maximum, donne alors naissance à une "étoile à quarks", encore appelée "étoile étrange".

Une telle étoile n'est plus gouvernée uniquement par la gravitation, mais essentiellement par la chromodynamique quantique (QCD). Elle n'a donc pas de masse minimale, et un rayon proportionnel à sa masse. Une étoile étrange aurait typiquement une masse entre une et deux fois celle du Soleil, et un rayon de l'ordre de 10km, inférieur donc à celui d'une étoile à neutrons.

Comment trouver une étoile étrange ?

Le fait que l'étoile ait une croûte ou non a des conséquences importantes au niveau de l'observation : si l'étoile n'a pas de croûte elle n'émettra aucune lumière visible. A l'inverse, si elle possède une croûte de matière nucléaire, ses propriétés de surface seront les mêmes que celles d'une étoile à neutrons, et pourrait par exemple se comporter comme un pulsar - pulsar très rapide parce que le rayon de l'étoile est plus petit et le plasma quark-gluon plus visqueux que le liquide de neutrons.
Les modèles théoriques prévoient de plus un refroidissement plus rapide pour une étoile à quark que pour une étoile à neutrons, mais ceci peut être remis en cause si un phénomène de superfluidité apparait dans l'étoile à neutrons, diminuant drastiquement sa capacité calorifique.

En 1996, le satellite ROSAT a découvert une source de rayons X, nommée RX J1856.6-3754 située à environ 450 années-lumière de la Terre. Les mesures ultérieures par le satellite Chandra semblent indiquer un diamètre de l'ordre de 10 km pour l'étoile, trop petit pour une étoile à neutrons. Evidemment, cette mesure est sujette à caution, la précision de mesure d'un si petit diamètre à une telle distance étant toute relative.
D'autres étoiles à neutron similaires ont été découvertes depuis, mais la mesure -indirecte bien sur- de leur taille est toujours très difficile et entachée d'erreur.

Enfin, certains astrophysiciens doutent de l'existence même des étoiles étranges, non pas d'un point de vue théorique, mais du fait de l'absence de scénario simple et réaliste pour les engendrer. Les conditions pour la création d'un trou noir comme nous allons le voir sont en effet beaucoup plus simples à réunir que celles nécessaires à la création d'une étoile étrange.

 


Références :
Neutron stars for undergraduate (R. R. Silbar and S. Reddy)
Accretion Models for Young Neutron Stars (M.A. Alpar)
Neutron star cooling: Theoretical aspects and observational ... (A.Potekhin)
Anomalous X-ray Pulsars and Soft gamma-ray Repeaters (R. Perna & al.)
Notes de cours sur les objets compacts (Eric Gourgoulhon)