Les étoiles à neutrons

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.

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. C'est lui qui va permettre au résidu de l'étoile de compenser la force de gravitation par la pression de dégénérescence engendrée par ces neutrons.

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 :

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.

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.

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