La diversité des étoiles Les étoiles neutrons (V) 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[15] en 1939. Leurs équations précisent que lorsque le coeur d'une étoile dépasse 1.4 fois la masse du Soleil mais sans dépasser 5.8 M¤, 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 la partie externe du 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.

Comparaison entre la taille d'une étoile géante, solaire, une naine blanche, une étoile neutron et un trou noir. Document T.Lombry

L'effondrement sera interrompu par les forces nucléaires intra-atomiques de l'interaction forte, c'est l'effet de la pression de dégénérescence : 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 à nouveau assuré.

Les étoiles ayant plus de 8 M_¤ sur la Séquence principale 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. Ce fut notamment le cas pour l'étoile géante bleue Sanduleak -202°69, alias SN1987A. Les étoiles ayant une masse critique plus élevée, sans toutefois dépasser 60 à 100 M_¤ sur la Séquence principale évolueront également jusqu’à la transition étoile naine-étoile neutron mais se métamorphoseront ensuite en trou noir.

Structure interne et propriétés

Quelle est la constitution interne d'une étoile neutron ? La matière fortement comprimée applique en force les lois de la chromodynamique quantique qui régissent les propriétés de la matière neutronique et celles de la relativité qui régissent également son comportement global à travers l'effet de la gravitation. Mais dans ces conditions extrêmes, nous connaissons mal les états de la matière et les façons dont elle s'organise en fonction de la pression. Plusieurs modèles sont actuellement à  l'étude mais il leur manque une validation expérimentale en laboratoire ou dans l'espace, deux conditions impossibles à réunir vu les conditions physiques nécessaires. On ne peut donc qu'imaginer leur état et proposer des scénarii tenant compte d'expériences et de simulations aussi proches que possible des conditions régnant dans ces étoiles dégénérées. Nos modèles pêchent donc par approximation et présentent un certain degré d'incertitude.

Dans tous les cas, la couche neutronique directement en contact avec l'espace est cristallisée sur moins de 100m d'épaissseur pour former une croûte solide d'une densité d'environ 10⁶ g/cm³.  Sous celle-ci la croûte se stratifie en deux zones. Dans les premiers 500m se forme une croûte externe de neutrons, solide et mêlée de gaz d'électrons relativistes dégénérés. Sa densité est très variable, oscillant entre 10⁶ et 4 x 10¹¹ g/cm³. Juste en-dessous se trouve la croûte interne. Il s'agit également d'une enveloppe solide mais cette fois constituée de neutrons et de gaz neutroniques superfluide. Elle s'étend sur 1 km seulement et présente une densité comprise entre 4 x 10¹¹ et 2 x 10¹⁴ g/cm³. Entre la croûte et le coeur existe une zone interface qui occupe 80% du volume constituée d'un liquide de neutrons superfluide. Enfin, on suppose qu'il existe un coeur. Il pourrait être solide avec une densité qui pourrait atteindre 10¹⁸ g/cm³ ! Dans ce coeur se manifeste des phénomènes gravito-quantiques excessivement violents et chaotiques conduisant à des phénomènes inconnus que nos théories permettent tout juste de modéliser. Que s'y passe-t-il, quel est cette matière, on l'ignore. Le coeur pourrait contenir des neutrons à l'état solide, des mésons condensés, voire même des quarks étrange (saveur s). Il s'agit toutefois de spéculations.

Structure interne d'une étoile neutron Depuis les années 1980, grâce aux travaux de S.Shapiro et S.Teukolsky, les astrophysiciens pensent que les étoiles neutrons sont constituées de matière exotique. Excepté la croûte externe qui serait constituée de matière ordinaire cristalline, une étoile neutron serait constituée d’un superfluide de neutrons et de protons. Quant au coeur, c'est encore l'inconnue : il serait constitué de mésons condensés, voire de neutrons à l’état solide ou encore de quarks, y compris de saveur étrange. Documnt T. Lombry

Densité et luminosité d'Eddington

Une étoile neutron de quelques masses solaires présente un rayon de 5 à 15 km seulement, ce qui représente également le diamètre final de l'effondrement des supernovae. Parvenue à ce stade, la densité du coeur d’une étoile neutron équivaut à des milliards de milliards de fois celle du plomb. Si le plomb présente une densité de 11.25, seul l'osmium et l'iridium présentent une densité supérieure à 22.6 (même l'uranium est plus "léger" avec une densité de 19) mais il n'existe aucun atome plus dense à la surface de la Terre. Pour y parvenir il faut soit excercer une force de pression supplémentaire sur la matière soit augmenter la force gravitationnelle (mais cela dépend uniquement de la masse) et donc la confiner dans une enceinte. C'est exactement les conditions régnant dans une étoile neutron.

Réduit à l'état cristallin ou mieux encore de fluide neutronique superfluide, un centimètre cube de cette matière peut aisément peser plusieurs centaines de milliards de tonnes sur Terre ! Pas question de la manipuler comme un sucre ou une boule de papier ! De toute façon vous n'en auriez même pas le temps car elle ne pourrait même pas se maintenir à la surface de la Terre et s’enfoncerait à une vitesse relativiste (au moins 70000 km/s) jusqu'au noyau. C'est bien sûr une analogie toute théorique. Sa densité a été décrite comme équivalent à l'empaquetage de toutes les voitures du monde dans un dé à coudre ! Et encore, je pense qu'il en manquerait "quelques camions"... Trêve de plaisanterie, une étoile neutron est réellement un objet étrange au point que même que son rayonnement a subit les effets de l'effondrement stellaire.

La matière est tellement comprimée que son champ magnétique peut atteindre une intensité de 10⁹ tesla^[16], alors qu’un Soleil en pleine activité ne franchit même pas l’unité et il est dix mille fois moins intense pendant les phases calmes de son activité de surface !

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 les forces inter-atomiques sont impuissantes.

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.

Energie du rayonnement

Mais d’où cette petite étoile tire-t-elle une nouvelle fois autant d’énergie ? A 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.

A gauche l'arc de choc nébuleux près de l'étoile neutron RX J1856.5-3754. Située à 180 a.l. dans la Couronne australe cette étoile neutron mesure 20 km de diamètre mais sa température superficielle atteint 700000 K ! Elle émet un vent stellaire à près de 200 km/s ! A droite lorsqu'une étoile neutron fait partie d'un système binaire, elle finit par s'entourer d'un disque d'accrétion qui transformera l'étoile en nova X. Document ESO/VLT et NASA.

Comme beaucoup d'étoiles, la majorité des étoiles neutrons tournent sur elles-mêmes suite à une impulsion initiale qu'elles ont probalement reçue au cours de leur formation et qui a été accélérée au cours de leur effondrement. En effet, pendant qu'elle implose, 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 ! Vu la densité de l'astre, 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 ! C'est inimaginable et pourtant ce genre d'étoile existe !

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.

Prochain chapitre

Les pulsars