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La diversité des étoiles

Document T.Lombry

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

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.

Comme l'ont notamment montré en 2013 l'astrophysicien Nicolas Chamel de l'Université Libre de Bruxelles et ses collègues, les équations d'état de la matière dense précisent que lorsque le coeur d'une étoile dépasse 1.1 M mais sans dépasser environ 3 M[16], 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.

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

Cette limite qui empêche l'étoile neutron de s'effondrer jusqu'au trou noir s'appelle la limite de Landau-Oppenheimer-Volkoff ou limite LOV (ou encore limite Tolman-Oppenheimer-Volkoff ou limite TOV).

Du point vue quantique, les électrons individuels occupent tous le même état quantique, une propriété qui est pourtant interdite en vertu des lois de la physique quantique. Mais 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.

Masse maximale d'une étoile neutron en rotation

Si les valeurs ci-dessus s'appliquent à une étoile neutron statique, pendant des décennies il a été difficile de déterminer la masse maximale d'une étoile neutron en rotation car elle dépend de l'équation d'état de la matière composant l'étoile mais dont la nature reste pour l'essentiel inconnue (voir plus bas). De plus, sa masse maximale dépend également de son taux de rotation. Mais cela c'est du passé. En effet, une étude publiée en 2016 dans les MNRAS par les astrophysiciens Cosima Breu et Luciano Rezzolla de l'Université de Frankfort a montré qu'il était possible de prédire la masse maximale d'une étoile neutron en rotation en se basant simplement sur la masse maximale correspondante de l'étoile statique. Ils ont obtenu une masse maximale valant 1.203 ±0.022 fois la masse totale de l'étoile statique.

On en déduit qu'une étoile neutron en rotation peut au maximum accroître sa masse de 20%, au-delà de laquelle elle s'effondre. Ce phénomène s'explique mécaniquement par le fait que le supplément de force centrifuge équilibre la force gravitationnelle. Mais même dans ces conditions, la masse de l'étoile ne peut pas augmenter indéfiniment car toute augmentation de masse doit être accompagné par une accélération de sa rotation. Or comme nous le verrons avec les pulsars millisecondes et les trous noirs, il existe une vitesse limite au-delà de laquelle l'étoile se désintègre. Cette masse limite est donc une valeur absolue valable pour une étoile neutron tournant à sa vitesse maximale.

Structure et propriétés

Quelle est la constitution 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.

Avec un diamètre moyen de 15 km et une masse inférieure à ~3 M, la gravité régnant sur une étoile neutron est 100 à 200 milliards (2x1011) de fois supérieure à celle qui règne à la surface de la Terre !

Comme on le voit ci-dessous, selon les modèles la surface d'une étoile neutron est enveloppée par une atmosphère de carbone dont la température près de la surface varie entre 2 et 10 millions de degrés. Comme sur Terre, l'étendue de cette atmosphère est proportionnelle à sa température et inversement proportionnelle à la gravité en surface.

Dans le cas de Cassiopeia A, en raison de cette gravité colossale son atmosphère ne s'étend que sur 10 cm d'épaisseur ! Elle présente la densité du diamant (~3.5) et la pression en surface est 10 fois supérieure à celle qui règne au centre de la Terre soit environ 3500 GPa ou 35 millions de bars, réduisant tout relief à quelques centimètres d'épaisseur. Avec une telle intensité, un corps tombe sur sa surface à la vitesse de 100000 km/s, générant un impact similaire à celui de l'explosion d'une bombe atomique !

Structure d'une étoile neutron

A gauche et au centre, l'épaisseur de l'atmosphère terrestre comparée à celle de l'étoile neutron Cassiopeia A qui ne fait que 10 cm d'épaisseur en raison de la pression colossale qui est 100 milliards de fois supérieure à celle régnant sur Terre en bordure de mer ! A droite, depuis les années 1980, grâce aux travaux de S.Shapiro et S.Teukolsky, les astrophysiciens estiment que les étoiles neutrons sont constituées de matière exotique. Excepté la croûte externe qui serait constituée de matière ordinaire cristallisée (du fer) éventuellement enveloppée d'une fine atmosphère de carbone, le manteau d'une étoile neutron serait constitué d’un superfluide de neutrons, protons et d'électrons dégénérés. 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. Document Chandra adapté par l'auteur et T.Lombry.

La surface d'une étoile neutron est recouverte de matière ordinaire constituée de fer cristallin sur quelques dizaines de mètres d'épaisseur sous laquelle se trouve une seconde couche de fer cristallin mélangée à des neutrons de 100 m d'épaissseur. Sa densité (masse volumique) est d'environ 106 g/cm3, soit 10000 fois plus dense que le plomb ! A titre de comparaison, le plomb présente une densité de 11.25 (soit 11.25 g/cm3) et seuls l'osmium et l'iridium présentent une densité supérieure à 22.6 (même l'uranium est plus "léger" avec une densité de 19). 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.

Sous la couche cristalline se trouve la croûte qui se stratifie en deux couches. Dans les premiers 300 à 500 m se trouve 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 neutronique superfluide. Elle s'étend sur 500 m à 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 de transition de 9 à 10 km de rayon et occupant 80 % du volume constituée d'un liquide de neutrons et de protons superfluide (liquide de Fermi) mélangé à quelques pourcents de gaz d'électrons superfluide (gaz de Fermi). Les auteurs de romans de science-fiction appellent cette matière le "neutronium".

Enfin, on suppose qu'il existe un coeur dont le rayon varie entre 1 et 3 km. Il pourrait être solide avec une densité pouvant 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 à peine de modéliser. Que s'y passe-t-il, quelle est cette matière ? On l'ignore. Le coeur pourrait contenir des neutrons à l'état solide, des mésons condensés, un plasma de quarks et de gluons voire même des quarks étrange (saveur s). Il s'agit toutefois de spéculations.

Densité et luminosité d'Eddington

Une étoile neutron de quelques masses solaires présente un rayon de 15 à 20 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.

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 (70000-100000 km/s) jusqu'au noyau.

La densité d'une étoile neutron a été décrite comme équivalent à l'empaquetage de toutes les voitures du monde dans un dé à coudre ! Et encore, 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 gravitationnels.

La matière est tellement comprimée que son champ magnétique peut atteindre une intensité de 108 à 1015 Gauss (104 à 1011 teslas), alors qu’un Soleil en pleine activité atteint 3000 Gauss dans les taches solaires et trois mille fois moins aux pôles !

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" évoquée à propos des étoiles géantes 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 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.

Pour une étoile "normale" la luminosité maximale d'Eddington se situe autour de 100 M mais il existe un certains nombre d'étoiles neutrons dépassant largement la limite d'Eddington sans qu'on observe d'instabilités. Ces étoiles neutrons sont en quelque sorte protégées car elle bénéficient de l'effet d'une "bulle de photons" comme l'a montré Jonathan Arons dès 1992. Dans une atmosphère dominée par le rayonnement, une étoile neutron peut spontanément développer une bulle de photons lorsque la pression magnétique dépasse la pression du gaz. Ainsi, on peut imaginer une étoile dont une région de l'atmosphère présente une densité inférieure à celle de son environnement mais dont la pression de radiation est plus élevée. Cette région va donc s'élever dans l'atmosphère tout en diffusant son énergie en périphérie, ce qui va augmenter la pression de radiation. Cet effet pourrait transporter le rayonnement plus efficacement qu'une atmopshère homogène avec pour conséquence d'augmenter le taux total de rayonnement "autorisé" dans un rapport 10 à 100 fois supérieur à la limite d'Eddington.

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 cinétique, 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.

Dans ces conditions de pression et d'intensité magnétique, 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 !

A gauche, l'arc de choc nébuleux près de l'étoile neutron RX J1856.5-3754. Au centre, sa photo dans le rayonnement X. Située à 400 a.l. dans la Couronne australe, cette étoile neutron est un corps solide d'environ 14 km de diamètre présentant une température effective de 434000 K ! Elle émet un vent stellaire à près de 200 km/s. Elle se serait formée suite à l'explosion de son compagnon en supernova il y a environ 1 million d'années. A droite, lorsqu'une étoile neutron fait partie d'un système binaire, elle finit par s'entourer d'un disque d'accrétion qui transforme l'étoile en nova X. Documents ESO/VLT, Chandra et NASA.

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.

Comme beaucoup d'étoiles, la majorité des étoiles neutrons tournent sur elles-mêmes suite à une impulsion initiale qu'elles ont probablement 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.

Kilonova et processus r

Il est difficile de placer la kilonova dans une catégorie précise car elle présente à la fois les caractéristiques d'une supernova ou d'une nova et celles d'une étoile compacte. Mais vu qu'il s'agit vraisemblablement d'un astre de petite taille et compact, il paraît plus logique de le compter parmi ces derniers, sachant que tout classement est arbitraire.

Une kilonova également appelée "supernova à processus r" est un astre qui devient soudainement aussi brillant que 1000 novae soit 1/10e à 1/100e de la luminosité d'une supernova. Comme l'ont démontré N.Tanvir et son équipe en 2013 dans la revue "Nature", ce type d'objet serait la principale source d'éléments lourds et stables produits par le processus r de nucléosynthèse déjà entrevu à propos du Soleil.

Sursaut gamma dans l'objet GRB 130603B survenu en 2003. La naine blanche à l'origine de cette explosion se situe à 4 milliards d'années-lumière. Document NASA/ESA/STScI.

Dans le cas d'une kilonova, le processus r produit non seulement des éléments lourds mais il les désintègre également en produisant un intense flux de rayonnements, de particules et des ondes gravitationnelles (cf. LIGO). Cette explosion est accompagnée de rayons gamma, les émissions les plus intenses de l'univers. Elles ne peuvent donc être émises que dans des circonstances particulières liées à des conditions extrêmes que les astrophysiciens commencent seulement à comprendre.

Ce type d'objet est encore mal identifié. En théorie, il existe peu de processus capables d'atteindre un tel niveau d'énergie pendant quelques secondes. Il s'agit soit de l'explosion d'une étoile compacte (naine blanche ou étoile neutron) soit de la fusion d'un astre avec un objet compact. On pense naturellements à deux étoiles neutrons ou d'une étoile neutron et d'un trou noir, y compris un trou noir primordial. Au cours de la fusion des deux astres, le flux est éjecté de manière quasi isotrope à l'image de l'explosion d'une supernova de faible masse.

L'explosion survenue en 2003 dans l'objet GRB 130603B que l'on voit à droite fut accompagnée d'une très puissante émission de rayons gamma mais également de rayons X et ce qui est plus rare de rayonnements radioélectriques. Elle fut d'abord considérée comme le résultat de la fusion de deux étoiles neutrons (cf. cette analyse contradictoire) avant que les spectres ne confirment qu'il s'agissait de l'éruption cataclysmique d'une étoile naine blanche située à 4 milliards d'années-lumière (z=0.356) !

Le sursaut gamma détecté par le satellite SWIFT et photographié en lumière blanche par le satellite Hubble dura à peine 0.2 seconde. Selon les chercheurs, l'explosion correspondit à la libération d'une énergie isotrope équivalente à 1051 ergs soit dix mille milliards de fois l'éclat du Soleil et l'objet atteignit la magnitude visuelle de 20.81. Ensuite son flux et sa luminosité chutèrent sur une période de plusieurs jours pour finalement disparaître dans le néant.

La contrepartie optique de GW170817

Le 16 octobre 2017, l'ESO annonça officiellement la découverte de la contrepartie visible d'une source d'onde gravitationnelle découverte deux mois plus tôt par l'interféromètre LIGO en collaboration avec Virgo et cataloguée GW170817. La source était située dans la galaxie NGC 4993 située à environ 130 millions d'années-lumière dans la constellation de l’Hydre. Cette émission d'ondes gravitationnelles fut accompagnée d'un bref flash de rayons gamma et fut le résultat de la fusion de deux étoiles neutrons.

A gauche, la galaxie NGC 4993 située à environ 130 millions d'années-lumière dans la constellation de l’Hydre. Au centre, observation de la contrepartie optique du signal GW170817 et du flash gamma dans la galaxie NGC 4993 par le Télescope Spatial Hubble. A droite, illustration de la fusion de deux étoiles neutrons à l'origine de l'émission d'ondes gravitationnelles (GW170817) détectées le 17 août 2017 par LIGO et Virgo. Documents ESO, ESO/ESA/STScI et Robin Dienel/CIS.

L'évènement de nature explosive présentait une luminosité 1000 fois supérieure à celle d’une nova classique et correspondrait à celui d'une kilonova. L'analyse spectrale effectuée grâce au NTT et au VLT indiqua la présence de platine, d'uranium et probablement de césium et de tellure parmi d'autres éléments lourds issus des réactions de fusions thermonucléaires. De l'or a même été produit dans une quantité estimée à la masse de la Terre ! C'est la première fois qu'on identifia concrètement l'effet d'un processus r (cf. le Soleil), le faisant enfin sortir des limbes des modèles théoriques.

Les Fast Radio Bursts (FRB)

Les "Fast Radio Bursts", FRB en abrégé, sont des sursauts radios d'une durée de quelques millisecondes émis par des objets du ciel profond dont on ignore la nature et l'origine (à ne pas confondre avec les GRB d'une période bien plus longue). Les FRB sont également appelés "sursauts de Lorimer" par référence à l'astronome Duncan R. Lorimer de l'Université de West Virginia, spécialiste des objets compacts (trou noir, étoile neutron, pulsar, naine blanche, etc.) qui découvrit le premier FRB dans le Petit Nuage de Magellan en 2007.

A ce jour, près d'une trentaine de FRB ont été détectés par les radiotélescopes dont celui de Parkes (64 m de diamètre) en Australie et d'Arecibo (305 m de diamètre) à Porto Rico.

On a longtemps cru que ces objets étaient situés dans la Galaxie jusqu'à ce qu'on localise certaines sources dans des galaxies situées à plusieurs milliards d'années-lumière.

Ainsi en 2016, Evan Keane de l'organisation SKA (Square Kilometre Array) et son équipe sont parvenus à associer une source FRB avec une galaxie elliptique située à environ 6 milliards d'années-lumière dans la constellation du Grand Chien. 

La source FRB 121102 située dans une galaxie située à 2.4 milliards d'années-lumière. Doc Gemini Obs.

En 2017, le doctorant astronome Mitsuru Kokubo et ses collègues ainsi que l'équipe dirigée par le radioastronome Cees G. Bassa ont montré que la source FRB 121102 est associée à une gigantesque nurserie d'étoiles située près du centre d'une galaxie naine pauvre en métaux située à 2.4 milliards d'années-lumière (z=0.19) dans la constellation du Cocher. Cette nurserie se trouve à 6200 années-lumière du centre de cette galaxie qui mesure 20000 années-lumière de diamètre. Cette source FRB serait probablement associée à des étoiles compactes, renforçant l'hypothèse qu'il s'agirait de jeunes étoiles neutrons. Ceci dit, certains astronomes ont évoqué en parallèle l'hypothèse d'une émission extraterrestre, mais qui n'a jamais été prouvée.

En 2017, le physicien Justin Vandenbroucke de l'Université du Wisconsin à Madison et ses collègues ont publié les résultats d'une étude dans l'"Astrophysical Journal" visant à vérifier si les sources FRB étaient des émetteurs de neutrinos. Entre mai 2011 et mai 212, ils ont recherché des émissions neutrinos dans les archives de l'Observatoire IceCube installé au pôle Sud. Sur les 138322 évènements concernant potentiellement des neutrinos muoniques, aucun ne correspondait à la localisation d'une source FRB. Les scientifiques peuvent donc déjà fixer la limite supérieure de la quantité de neutrinos qui serait émise pendant les sursauts FRB et les comparer aux prédictions des différents modèles.

Sur près de 30 FRB étudiés, seul FRB 21102 a présenté 17 sursauts depuis 2012. Autrement dit, les FRB qui ne sont donc pas d'intenses émetteurs de neutrinos.

Actuellement on ne peut pas en dire plus et donc le mystère demeure. C'est la raison pour laquelle, les scientifiques recherchent d'autres moyens pour compléter leurs connaissances des FRB.

Les chercheurs pensent que les sursauts FRB sont probablement bien plus fréquents que ce qu'on observe. Dans une étude publiée en 2017 dans les "Astrophysical Journal Letters", les astronomes Abraham (Avi) Loeb du CfA Harvard-Smithsonian et sa collègue Anastasia Fialkov ont analysé le profil spectral de FRB 121102 et extrapolé son activité afin de calculer le nombre de FRB observable par les futurs radiotélescopes entre 50 MHz et 3.5 GHz. Ils obtiennent un taux d'émission supérieure à 1 FRB par seconde sur la totalité du ciel en tenant compte des sources faibles dans l'univers lointain. Selon d'autres études, il existerait peut être 10000 évènements FRB émis chaque jour dans toutes les directions.

Selon Vandenbroucke, il est possible que les FRB obéissent à une physique exotique mais pour cela il faut les outils pour les étudier. Or, la résolution des instruments à 1.4 GHz (Parkes, Arecibo, ASKAP) est insuffisante pour identifier directement les sources individuelles ou leur fréquence de travail ne convient pas (par ex. 0.8 GHz pour le GBT et UTMOST). C'est la raison pour laquelle les chercheurs comptent beaucoup sur les nouvelles installations radioastronomiques interférométriques et en particulier sur le SKA (Square Kilometre Array) en mode basse fréquence (array SKA-LOW fonctionnant entre 50-350 MHz avec une sensibilité de 2 mJy) qui en théorie pourrait détecter plus d'un FRB par minute sur la totalité du ciel jusqu'à l'époque de la réonisation de l'Univers, soit 700 millions d'années seulement après le Big Bang, entre z ~ 6 et 12 (cf. les résultats de la Collaboration Planck sur les contraintes sur l'histoire de la réionisation, XLVII, 2016).

Si on parvient à ce résultat, les chercheurs auront plus de chances de comprendre la nature des FRB. En plus, s'ils atteignent cette époque primordiale, grâce aux FRB ils pourront étudier la structure et l'évolution de l'Univers à très grandes distances, y compris sa composition et l'effet des émissions FRB sur le rayonnement cosmologique et les premiers nuages d'hydrogène ionisé.

Enfin, pour en revenir aux étoiles compactes, dans leur évolution, les étoiles neutrons sont non seulement les filles dégénérées d’étoiles massives mais sont également associées aux pulsars.

Prochain chapitre

Les pulsars

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[15] W.Baade et F.Zwicky, Physical Review, 45, 1934, p138 - W.Baade et F.Zwicky, Proceedings of the National Academy of Sciences, 20, 1934, p254 - J.Oppenheimer et G.Volkoff, Physical Review, 55, 1939, p374 - A.Burrows, Physics Today, sept.1987, op.cit.

[16] En théorie une étoile neutron statique peut présenter une masse maximale d'environ 3 M. Mais en réalité les turbulences qui apparaissent durant sa formation l'empêche de dépasser environ 2 M. Une étoile neutron en rotation peut au maximum être 20 % plus massive (voir le texte).


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