neutrons, étoile à - astronomie.

neutrons, étoile à - astronomie. 1 PRÉSENTATION neutrons, étoile à, objet stellaire extrêmement compact et dense, constitué principalement de neutrons libres (d'où son nom), et dans une moindre mesure d'électrons, de protons et de noyaux atomiques exotiques (trop instables pour exister sur Terre). Alors que le rayon des étoiles à neutrons est compris entre 10 et 20 km, leur masse est 1,5 à 3 fois celle du Soleil. Leur masse volumique moyenne (ou densité) est donc de l'ordre de 1015 g/cm3 -- soit environ un milliard de tonnes par cm3. Si la Terre était constituée de la matière d'une étoile à neutrons, son rayon serait réduit à un mètre. La formation d'une étoile à neutrons résulterait de l'explosion en supernova d'une étoile massive au terme de son évolution. Au tout début de sa formation, le champ magnétique contenu dans une étoile à neutrons est très intense, et serait à l'origine d'un puissant rayonnement électromagnétique observé sous la forme d'un pulsar. 2 ÉVOLUTION STELLAIRE ET ÉTOILE À NEUTRONS Le concept d'étoile à neutrons est, en premier lieu, théorique. L'évolution stellaire permet, en effet, de prévoir un état de la matière extrêmement condensé lorsque le coeur massif d'une étoile, ne recevant plus d'énergie via les réactions thermonucléaires, s'effondre sous l'effet de sa propre gravité. Si la masse du coeur stellaire est inférieure à 1,44 fois la masse solaire (limite de Chandrasekhar), l'effondrement gravitationnel prend fin lorsque les forces de pression développées par les électrons dégénérés du coeur stellaire contrebalancent les forces de gravité. Le coeur stellaire devient alors une naine blanche. Si la masse du coeur stellaire est supérieure à la limite de Chandrasekhar, la pression des électrons dégénérés est insuffisante pour arrêter l'effondrement gravitationnel. La densité du coeur stellaire augmente alors à tel point que les protons et les électrons du coeur stellaire se combinent pour constituer des neutrons. Lorsque la masse du coeur stellaire est inférieure à environ 3 fois la masse solaire, la pression du gaz des neutrons ainsi formés s'oppose avec succès aux forces de gravité. Au-dessus de cette limite, aucune force ne peut plus s'opposer à l'effondrement gravitationnel : le coeur stellaire devient un trou noir. 2.1 Réactions nucléaires Tôt ou tard, dans la vie d'une étoile, un moment arrive où aucune réaction nucléaire ne peut plus se produire, soit que les conditions physiques au centre de l'étoile ne le permettent pas, soit que se soit réalisée la dernière fusion thermonucléaire exothermique possible. Tel est le cas des étoiles massives dans lesquelles, après transformation de l'hydrogène en hélium (voir cycle du carbone), puis de l'hélium en carbone (voir processus triple-alpha), la fusion se poursuit : du carbone en oxygène, puis de l'oxygène en néon (etc.), jusqu'à parvenir au stade dans lequel l'essentiel de la matière du coeur stellaire est composé de fer. À l'inverse des réactions nucléaires précédentes (toutes exothermiques), la fusion nucléaire du fer, pour qu'elle se produise, nécessiterait l'apport d'une gigantesque quantité d'énergie (réaction endothermique), quantité supérieure à l'énergie totale dont dispose l'étoile. Le précurseur d'une étoile à neutrons est alors très certainement une étoile suffisamment massive pour que le cycle thermonucléaire ne s'achève qu'avec la création d'un coeur stellaire de fer. 2.2 Nucléogenèse des éléments lourds Ainsi, si seuls les noyaux atomiques de masse inférieure à celle des noyaux de fer sont synthétisés dans le coeur des étoiles, d'autres processus nucléaires doivent intervenir pour expliquer la présence dans l'Univers des éléments plus lourds que le fer. La capture de neutrons par les noyaux atomiques serait le processus majeur de la synthèse de ces éléments. Deux modes physiques sont considérés : la capture lente de neutrons (processus-s) qui se produirait simultanément à la fusion de l'hélium en couches lorsque l'étoile est dans une phase de supergéante ; et la capture rapide de neutrons (processus-r), requérant un flux important de neutrons, qui se réaliserait lors de la formation de l'étoile à neutrons. 3 ÉTOILE À NEUTRONS ET OBSERVATIONS L'existence des étoiles à neutrons a été prédite théoriquement dans les années 1930. Mais leur observation directe, à travers leur rayonnement intrinsèque, n'est toujours pas probante. En effet, leur température est très élevée : selon les modèles élaborés, la température de surface est de l'ordre de 107 à 109 K. Le rayonnement de corps noir, associé à un objet opaque porté à une telle température, se situe pour l'essentiel dans la partie des rayons X du spectre électromagnétique. Or, même si l'astronomie des rayons X s'est considérablement développée depuis les années 1960 et connaît un nouvel essor depuis le lancement en 1999 des observatoires spatiaux américain Chandra X-Ray Observatory et européen XMM-Newton, seules quelques candidates parmi les sources X observées ont été retenues comme pouvant être des étoiles à neutrons. Toutefois, un ensemble d'observations indirectes confère aux étoiles à neutrons une réalité difficilement contestable. Tout d'abord, l'effondrement gravitationnel du coeur stellaire est un phénomène libérant une grande quantité d'énergie. Or, l'observation des supernovae pourrait bien être la signature d'un tel événement. Leur intensité visible atteint pendant quelques jours jusqu'à dix milliards de fois la luminosité du Soleil. Le flux de neutrinos observé en 1987 pour la première fois lors de l'explosion en supernova d'une étoile massive (supernova 1987 A) est compatible avec le flux théorique de neutrinos résultant de l'effondrement gravitationnel du coeur stellaire. Une étoile à neutrons serait donc le résidu stellaire extrêmement compact et dense résultant de l'explosion en supernova d'une étoile massive au terme de son évolution. Par ailleurs, l'observation des pulsars radio possédant une période de rotation extrêmement faible, de quelques millisecondes à quelques secondes, indique qu'il s'agit d'objets extrêmement compacts. D'autre part, la mesure relative à un système binaire de pulsars a donné une masse de l'ordre de 1,5 fois la masse solaire, en conformité avec les paramètres physiques d'une étoile à neutrons. 4 ÉTOILE À NEUTRONS ET PULSARS Les pulsars ont été découverts grâce aux radiotélescopes (voir radioastronomie). Ils sont en rotation très rapide et possèdent un fort champ magnétique de type dipolaire. Les particules chargées, piégées dans ce champ magnétique, sont accélérées et émettent alors un rayonnement électromagnétique couvrant une large gamme de fréquences, notamment un intense et étroit rayonnement synchrotron dans le domaine radio. L'axe du faisceau de rayonnement intercepte la ligne de visée à chaque rotation, ce qui explique l'augmentation momentanée et périodique de l'intensité du rayonnement observé. Ce mécanisme est à l'origine des pulsations détectées. Ces pulsations ont une telle régularité que seules les horloges les plus précises peuvent détecter une légère augmentation de la période moyenne des pulsations (et seulement dans le cas d'un petit nombre de pulsars). Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.