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Étoile à Neutrons

Étoile à Neutrons


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? 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, en raison de sa densité extrêmement importante.

La matière à la surface d'une étoile à neutrons est composée de noyaux atomiques ionisés et d'électrons. En se rapprochant du centre, ces noyaux sont de plus en plus riches en neutrons, de tels noyaux se désintégreraient rapidement sur Terre, mais sont stabilisés par la pression gigantesque qui y règne. Encore plus profondément, on arrive à un point où la pression n'arrive plus à stabiliser les noyaux ce qui permet aux neutrons de se dissocier des noyaux atomiques. Dans cette région, la matière est composée d'électrons, de noyaux atomiques (déliquescents) et de neutrons libres.

Une étoile, au cours de la plus longue partie de sa vie, utilise l'hydrogène comme combustible nucléaire. Quand celui-ci est épuisé, et si l'étoile est suffisamment massive, l'étoile se contracte, sa température centrale s'élève, permettant l'utilisation de l'hélium comme nouveau combustible. Puis quand l'hélium est épuisé, le carbone prend le relais et ainsi de suite : les résidus d'une phase servant de combustible pour la phase suivante, et les phases se succédant à un rythme de plus en plus rapide

Après la dernière période, la production d'énergie n'est plus possible, puisque la synthèse de noyaux atomiques situés au-delà du fer réclame de l'énergie. Pourtant, la température est alors suffisante pour démarrer la désintégration du fer et des éléments proches.
Ces processus, qui réclament de l'énergie, rompent les équilibres thermiques et hydrostatiques du cœur de l'étoile. Le rayonnement n'est alors plus suffisant pour s'opposer à la gravitation, et le centre de l'étoile s'effondre littéralement sous son propre poids. L'instabilité se propageant à toute l'étoile, l'implosion du centre s'accompagne d'une explosion des couches externes, provoquant une énorme perte de masse de l'étoile, et donnant lieu à une supernova.

L'évolution de l'étoile dépend alors de la masse restante du noyau qui a implosé.

* Si cette masse est inférieure à MCh, appelée aussi limite de Chandrasekhar et qui vaut environ 1,4 fois la masse solaire, le reste de l'étoile finit en naine blanche.
* Si cette masse est supérieure à approximativement 3 masses solaires, le reste de l'étoile finit en trou noir.
* Si, enfin, cette masse est comprise entre les deux seuils précédents, le reste de l'étoile finit en étoile à neutrons.

Dans ce dernier cas, la pression du gaz d'électrons dégénérés du cœur n'est pas suffisante pour arrêter l'effondrement gravitationnel. La densité devient telle que les électrons sont massivement absorbés par les protons, et l'augmentation du nombre de neutrons dans les noyaux fait diminuer leur énergie de liaison. Les neutrons finissent par s'en échapper, et forment une « soupe ». La pression du gaz de neutrons dégénérés parvient alors à arrêter l'effondrement. L'ensemble se stabilise sous un volume extrêmement petit, puisque le reste de l'étoile tient dans une sphère de quelques dizaines de kilomètres de diamètre, 2000 fois plus petit qu'une naine blanche.
La libération d'énergie pendant les quelques secondes que dure l'effondrement est gigantesque, de l'ordre de mille fois l'énergie libérée par le Soleil pendant toute sa vie. La majeure partie ( >95% ) de cette énergie est libérée sous forme de neutrinos.

     
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Fiche rédigée par Topaze, le 15 Juin 2008.

Dernière édition par Irolaan.

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