Les étoiles

Les étoiles à neutrons

En 1934, Walter Baade et Fritz Zwicky prédisaient l'existence d'étoiles constituées de neutrons et établirent leur connexion avec l'explosion des supernovae. Leur théorie sera développée de façon rigoureuse par J.Oppenheimer et G.Volkoff en 1939. Leurs équations précisent que lorsqu'une étoile jeune dépasse 1.4 fois la masse du Soleil mais sans dépasser 5.8 M¤ (masse solaire), les forces gravitationnelles sont si importantes qu'elles peuvent dépasser la force totale des électrons dont l'interaction électromagnétique peut empêcher l'effondrement des petites étoiles naines ainsi que nous l'avons vu précédemment.

Bravant la limite de Chandrasekhar le noyau continue alors de s'effondrer. La pression électronique est tellement élevée que les électrons acquièrent une vitesse relativiste leur permettant de franchir les barrières du noyau atomique, jusqu'à ce qu'ils soient arrêtés par les forces nucléaires intra-atomiques de l'interaction forte. Les électrons libérés de leur orbite s'annihilent avec les protons des noyaux. Leur charge devient neutre ce qui transforme le noyau de l'étoile en une sorte de nucléon aux proportions astronomiques. C'est une étoile dite "dégénérée", dont la matière s'est transformée en neutron, d'où l'étoile a tiré son nom. Contrairement à l'état libre des neutrons, une fois confinés ou stabilisés dans un atome, leur durée de vie dépasse les 15 minutes fatidiques - heureusement, sans quoi tout l'univers s'écroulerait au terme de ce délai ! Le coeur de l'étoile peut à présent résister à la force gravitationnelle et ne s'effondre plus. L'équilibre de l'étoile est assuré.

Les étoiles de la Séquence principale ayant plus de 8 M¤ mais qui ne dépassent pas environ 30 ou 40 M¤ génèrent en fin de cycle des noyaux d'étoiles blanches dont la masse critique peut s'effondrer jusqu'à former des étoiles neutrons et déclencher la phase supernova. Les étoiles ayant une masse critique plus élevée, sans toutefois dépasser 60 à 100 M¤, évolueront également jusqu'à la transition étoile naine-étoile neutron mais connaîtront en plus la phase de trou noir.

La nébuleuse du crabe avec son étoile à neutron centrale.

La nébuleuse du crabe avec son étoile à neutron centrale.


Une étoile neutron de quelques masses solaires présente un diamètre de 10 à 30 km seulement. Comment une telle masse peut-elle tenir dans un corps aussi petit sans le faire éclater ? Pour cela il faut se replonger dans un cours d'astrophysique et se rappeler la limite imposée par la « luminosité d'Eddington » qui impose un seuil d'équilibre entre gravitation et pression de radiation. Si le Soleil par exemple voulait émettre un rayonnement thermique proche de l'énergie d'une étoile neutron ou d'un pulsar X, sachant que sa luminosité d'Eddington serait égale à 25000 fois sa luminosité actuelle, sa surface devrait être cent mille milliards (1015) de fois plus lumineuse, soit quelques milliards de fois supérieure à la luminosité d'Eddington. En conséquence, sa surface devra être réduite dans un facteur comparable pour ne pas dépasser la luminosité critique au risque de voler en éclats par l'intensité des radiations, face auxquelles même la force de gravité est impuissante.

C'est la raison pour laquelle toutes les étoiles émettant un intense rayonnement X ne font que quelques dizaines de kilomètres de rayon, tandis que les astres rayonnant des photons gamma se réduisent à un volume encore plus étroit de quelques kilomètres de rayons.

La densité d'une étoile neutron équivaut à des milliards de fois celle du plomb : un centimètre cube de cette matière peut peser plusieurs centaines de millions de tonnes sur Terre. En fait il ne pourrait même pas se maintenir à la surface de la Terre et s'enfoncerait jusqu'au noyau. Sa densité a été décrite comme équivalent à l'empaquetage de toutes les voitures du monde dans un dé à coudre !

Représentation de la structure d'une étoile à neutron.

Représentation de la structure d'une étoile à neutron.


La matière est tellement comprimée que son champ magnétique peut atteindre une intensité de 109 tesla, alors qu'un Soleil en pleine activité ne franchit même pas l'unité et qu'il est dix mille fois moins intense pendant les phases calmes de son activité de surface !

Mais d'où cette petite étoile tire-t-elle une nouvelle fois autant d'énergie ? à l'image de la conservation du moment angulaire, pendant l'effondrement stellaire le flux magnétique, c'est-à-dire le produit de l'intensité du champ magnétique par la surface de l'étoile reste constant. Ce phénomène explique qu'une petite étoile de cet acabit présente un champ magnétique des milliards de fois supérieur à celui du Soleil.

Ce n'est pas tout. Avec une densité aussi élevée, la force de gravité à la surface d'une étoile neutron atteint 1011 fois celle que nous connaissons ici bas et l'énergie de liaison qui unit ses neutrons atteint 10% de leur masse au repos contre seulement 0.7% pour le noyau d'hélium élaboré dans le chaudron solaire !

Ces phénomènes extrêmes qui s'expliquent tous par des lois physiques provoquent l'émission d'une énergie considérable supérieure à 100 MeV/nucléon, un taux de conversion bien supérieur à celui d'une réaction thermonucléaire de fusion qui libère environ 8 MeV/nucléon.

Cela s'explique à nouveau par les propriétés de l'astre : intense champ magnétique conjugué à une rotation rapide, l'étoile neutron se transforme en générateur de courant, en dynamo, à l'instar des installations du CERN ! Une étoile neutron peut générer des particules capables de développer 10 millions de milliards de volts ! Par respect des lois qui gouvernent le corps noir, étant donné que son volume est tellement réduit, une étoile neutron qui veut briller comme le Soleil doit, en vertu de la loi de Stefan briller deux milliards de fois plus que le Soleil. Mais cela la contraint de monter en température. Il n'est donc pas étonnant de constater que la surface d'une étoile neutron peut atteindre 10 millions de degrés, juste ce qu'il faut pour qu'elle ait la luminosité du Soleil. Mais malheureusement elle restera invisible; à cette température elle brille surtout en lumière X et gamma, ce qui ravit les chercheurs spécialisés dans ces disciplines. Pour les binaires X le rayonnement X est dix mille fois plus intense que la lumière visible du Soleil et peut atteindre 1038 ergs/sec.

Représentation artistique d'une étoile à neutron.

Représentation artistique d'une étoile à neutron.


Comme toute les étoiles, les étoiles neutrons tournent sur elles-mêmes par effet gravifique. Pendant leur effondrement, à l'image des patineuses qui rabattent leurs bras pour tourner sur elles-mêmes de plus en plus vite, les étoiles neutrons présentent une vitesse de rotation qui peut s'élever à plusieurs milliers de tours par seconde ! Ce mouvement est rigide. Ce mouvement de toupie est parfaitement naturel car il est proportionnel à la masse, à la vitesse angulaire et au rayon de l'étoile, c'est ce qu'on appelle la conservation du moment angulaire. Prenons un exemple. A masse égale, si le rayon d'une étoile neutron devient dix fois plus petit qu'au départ, sa vitesse angulaire doit être proportionnelle au carré de son rayon, c'est-à-dire que sa vitesse de rotation doit être cent fois plus rapide qu'au départ ! Si le Soleil devenait une étoile aussi compacte, il passerait d'un rayon de près de 700000 km à quelque 15 km. Effectuant actuellement une rotation en quelque 25 jours, une fois comprimé il devrait tourner sur lui-même à raison de 1000 tours/ sec !

On estime aujourd'hui qu'il existe 100 millions d'étoiles neutrons dans notre Galaxie, soit une étoile neutron pour un peu plus de 1000 étoiles ordinaires. La plupart sont «mortes» et ne dissipent plus d'énergie mais beaucoup sont encore actives et observables.

Dans leur évolution, les étoiles neutrons sont non seulement les filles dégénérées d'étoiles naines massives mais sont également associées aux pulsars.

Lien