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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 à neutrons et un trou noir. Document T.Lombry.

Les étoiles à neutrons (VI)

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 statique dépasse 1.1 M mais sans dépasser 2.16 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 à neutrons 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 à 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 à neutrons mais se métamorphoseront ensuite en trou noir.

Masse maximale d'une étoile à neutrons en rotation

Si les valeurs ci-dessus s'appliquent à une étoile à neutrons statique, pendant des décennies il a été difficile de déterminer la masse maximale d'une étoile à neutrons en rotation car elle dépend des équations d'états de la matière (des équations qui relient une propriété telle que la pression d'un état de la matière à d'autres propriétés de cet état) 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 à neutrons 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 à neutrons en rotation peut au maximum accroître sa masse de 20% et donc atteindre ~2.5 M, 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 à neutrons tournant à sa vitesse maximale.

A l'heure actuelle l'étoile à neutrons la plus massive est PSR J2215+5135 découverte en 2012 grâce au radiotélecope de Green Bank (GBT). Sa masse représente l'équivalent de ~2.27 M selon une étude publiée en 2018 par Manuel Linares de Université Polytechnique de Catalogne (UPC) et ses collègues dans l'"Astrophysical Journal" (en PDF sur arXiv). Le précédent record était détenu par PSR J0348+0432 avec 2.01 M.

A voir : A 2.3 Solar-mass neutron star in PSR J2215+5135

Outre sa masse élevée, PSR J2215+5135 est un pulsar milliseconde présentant une période très rapide de 2.61 ms, mais ce ne sont pas ses seules particularités. Il est couplé en système binaire serré avec un petit compagnon peu massif de ~0.33 M dont la période est de 4.14 heures. En raison de ses interactions avec cette petite étoile, comme on le voit sur l'illustration ci-dessus, la surface de PSR J2215+5135 présente un important contraste de température avec une face relativement sombre et froide surnommée "redback" (dos rouge) portée à environ 5660 K et une face brillante et chaude du côté de son compagnon portée à environ 8080 K.

Structure et propriétés

Quelle est la constitution d'une étoile à neutrons ? 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 de ~2 M, la gravité régnant sur une étoile à neutrons 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 à neutrons 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 l'étoile à neutrons située au coeur de la nébuleuse 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 3.5x1012 Pa ou 3500 GPa ou encore 35 millions de bars, réduisant tout relief à quelques centimètres d'épaisseur. Dans ces conditions la moindre vibration ou le moindre impact devient cataclysmique; 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 à neutrons

A gauche et au centre, l'épaisseur de l'atmosphère terrestre comparée à celle de l'étoile à neutrons 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 à 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 à neutrons 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 à neutrons 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 ou 109 kg/m3 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 à neutrons.

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, un manteau de 9 à 10 km de rayon et occupant 80% du volume constitué d'un liquide superfluide de neutrons et de protons (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". La densité qui règne dans le manteau superfluide atteint ~1015 g/cm3, la valeur précise dépendant de la masse, de la composition et de l'équation d'état de la matière. Cette dernière est une formule approximative car on suppose que la matière subit des changements de phase dont on ignore les caractéristiques. Toutefois, Kai Hebeler de l'Université de Darmstadt et ses collègues ont tenté de calculer cette équation d'état en tenant compte des contraintes de la physique nucléaire dont les résultats furent publiés dans l'"Astrophysical Journal" en 2013 (en PDF sur arXiv).

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 de telles conditions, la pression est affectée par un effet relativiste (ρc2) et approche en théorie le maximum possible pour un gaz idéal de fermions dégénérés, soit ~3x1034 pascals. Si dans l'absolu c'est le record de pression possible dans un astre, c'est encore 10 fois inférieur à la pression qui règne dans un proton !

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). Mais à moins d'unifier toutes les lois de la nature, cela restera malheureusement encore longtemps des spéculations.

Soupe et étoiles de quarks

Propriétés de la soupe de quarks

Le modèle Standard des particules élémentaires de la physique quantique prédit que les soubassements de la matière sont notamment constitués de quarks unis par des gluons. Si généralement les quarks sont confinés (liés le plus souvent en paires ou triplets), en théorie ils peuvent exister sous forme de particules libres dans des conditions de pressions et de températures extrêmement élevées (>1015 g/cm3 et >1012 K) telles celles qui règnent justement dans le coeur des étoiles à neutrons. Mais ce n'est qu'une hypothèse puisqu'il s'agit de conditions physiques inaccessibles aux expériences. En effet, on peut juste créer des plasmas de quarks-gluons communément appelés "soupe de quarks" mais la création de quarks libres exige des températures supérieures à 1012 K et cette matière dégénérée de la taille d'un nucléon est instable et se désintègre en quelques femtosecondes.

On peut simuler cette soupe de quarks sur ordinateur, par exemple grâce aux variétés de Calabi-Yau (les mêmes qu'on retrouve dans les topologies à plus de 4 dimensions en théorie des supercordes, cf. cette géométrie de Calaby-Yau en 6D) et vérifier si les résultats concordent avec certaines observations. C'est cette analyse qu'ont récemment réalisée des physiciens.

Fusion de deux étoiles. Il faut imaginer que les deux étoiles tournent rapidement l'une autour de l'autre et la collisionn génère tout le spectre de rayonnements ainsi que des ondes gravitationnelles. Ce phénomène cataclysmique concerne de nombreux étoiles compactes binaires. Le résultat est soit une étoile compacte plus massive en rotation et magnétisée (pulsar, magnétar) soit un trou noir. Document T.Lombry.

Au coeur des étoiles à neutrons les modèles prédisent que la matière ou ce qu'il en reste existerait dans une phase de quarks confinés (ou de mésons) extrêmement dense comprenant les quarks des saveurs u, d et s.

Si on peut créer virtuellement des quarks (par exemple lors de la transformation d'un proton en neutron) dans les accélérateurs de particules, faute d'atteindre des énergies suffisantes, on ne peut pas les matérialiser. Il est encore plus difficile d'étudier leur comportement collectif qui fait toujours l'objet de nombreuses études et spéculations. Mais grâce aux données sur les étoiles à neutrons, il serait possible de contraindre les modèles et d'en savoir un peu plus sur cet état particulier de la matière.

Le physicien Aleksi Kurkela de l'Université de Stavanger en Norvège et ses collègues du CERN ont décrit en 2018 dans les "Physical Review Letters" une méthode pour déduire les équations d'états des étoiles à neutrons à partir des ondes gravitationnelles détectées par la collaboration LIGO lors de la fusion de deux étoiles à neutrons. Un tel phénomène est par exemple survenu en 2017 dans la galaxie NGC 4993 située à 130 millions d'années-lumière - l'évènement LIGO GW170817 - qui donna lieu à une kilonova (voir page suivante). On estime que l'astre résultant de cette fusion se transforma en trou noir.

La propriété qu'ils ont analysée est la force de résistance qu'oppose l'étoile compacte en réponse aux contraintes gravitationnelles, c'est-à-dire les déformations induites par les forces de marée (le même effet qui produit notamment les TDE associés aux trous noirs).

Pour décrire le comportement collectif des quarks, les physiciens utilisent généralement des équations d'états mais ils n'ont pas encore trouvé une équation d'état unique pour la soupe de quarks et n'ont pu proposer que des cas généraux, des familles d'équations. En y appliquant les données sur les déformations de marées des étoiles à neutrons observées par LIGO et Virgo à une certaine famille d'équations d'états décrivant la soupe de quarks, Kurkela et ses collègues ont pu réduire considérablement la dimension de cette famille d'équations. Moins d'équations signifie aussi des limites ou contraintes plus strictes sur les propriétés collectives des quarks et plus généralement sur la matière nucléaire soumise à de fortes densités qu'il n'était permis jusqu'à présent.

Armés de ces résultats, les chercheurs ont ensuite retourné le problème et ont utilisé les limites quark-matière pour déduire les propriétés d'une étoile à neutrons dont son rayon. En utilisant cette approche, les chercheurs ont pu calculer la relation entre le rayon et la masse d'une étoile à neutrons et trouvé que le rayon maximum vaut 1.4 fois le rayon du Soleil soit entre 10 et 14 km pour une étoile statique, ce qui est un résultat remarquable compte tenu des moyens indirects utilisés. Ceci confirme une fois de plus l'intérêt des recherches pluridisciplinaires qui permettent d'aborder et de résoudre certains problèmes en les approchant parfois d'une manière tout à fait surprenante.

A propos des étoiles étranges

On trouve parfois dans la littérature scientifique (cf. Drago et Lavagno, 2001) et dans les médias la référence aux "étoiles de quarks" (quark star) ou "étoiles étranges". Il s'agit d'un astre hypothétique fait de matière exotique imaginé par les physiciens soviétiques D. Ivanenko et D. Kurdgelaidze en 1965. Cet astre résulterait de l'explosion d'une supernova de Type II dont le résidu stellaire serait réduit au noyau des étoiles à neutrons, et à ce titre il serait très difficile de le différencier de ces dernières.

Grâce au milieu excessivement chaud (>1012 K), les quarks u et d en principe confinés seraient libres et se transformeraient en quark étrange, ce qui rendrait cette soupe de quarks stable. Si elle l'est effectivement dans le coeur des étoiles à neutrons protégé par leur manteau hyperdense et chaud, on ignore si une étoile étrange pourrait exister dans les conditions glaciales de l'espace et de pression nulle. Selon la théorie de Bodmer-Witten (cf. A.Bodem, 1971 et E.Witten, 1984), ce serait le cas mais uniquement si la soupe de quarks se transforme rapidement en quarks étrange.

Cette sorte de nucléon géant mesurerait entre 5 et 10 km de rayon soit un peu plus de la moitié d'une étoile à neutrons. Selon les théoriciens, du fait de la très faible masse de ces quarks (2.4 MeV pour u et 104 MeV pour s), la masse d'un tel astre serait 11 à 25 fois inférieure à celle d'une étoile à neutrons mais au moins égale à 0.09 M soit ~1029 kg ou 30000 fois celle de la Terre.

Notons qu'en théorie, si de la matière neutronique dégénère en quark étrange, dans ce cas l'étoile étrange se transformerait en une sorte de hadron gigantesque, c'est-à-dire en matière liée non pas grâce à l'interaction forte mais à la gravité.

À ce niveau d'énergie et de température, cette soupe de quarks étrange se comporterait comme un liquide de Fermi (un gaz d'électrons refroidi sans interaction et supraconducteur) dont les quarks seraient couplés dans une phase couleur-saveur ou CFL (color-flavor-locked phase) de supraconductivité de couleur. En surface, on serait hors phase CFL avec un état liquide de quarks peut-être conducteur de la couleur comme l'électromagnétisme conduit la charge électrique mais dans une phase inconnue dont les propriétés restent à découvrir mais qui sont actuellement inaccessibles aux expériences ou de manière indirecte.

Signalons qu'en 2002, Rachid Ouyed de l'Université de Calcutta en Inde et ses collègues ont proposé qu'une étoile à neutrons pourrait se transformer en étoile étrange, formant ce qu'ils ont appelé une "quark-nova" (QN), c'est-à-dire une nova étrange. Cette hypothèse fut à l'origine du "Quark Nova Project" en 2013 mais depuis les échos de son activité se sont taris.

Quel est le statut de cette hypothèse ? Depuis les années 2000, plusieurs chercheurs ont prétendu que certaines étoiles compactes découvertes au coeur de SNR seraient d'éventuelles étoiles étranges; en fait leur "méthode" consiste simplement à classer tout résidu stellaire qu'ils n'ont pas identifié immédiatement parmi les étoiles étranges pour citer 3C58, RX J1856.5-3754, XTE J1739-285, PSR B0943+10, SN 2006gy, ASASSN-15lh et même SN 1987A ! Mais à ce jour, faute de preuves, la majorité des scientifiques sont plus réservés et n'ont finalement retenu aucun candidat.

Densité et luminosité d'Eddington

Une étoile à neutrons 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 à neutrons 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 instantanément (à la vitesse de 70000-100000 km/s) jusqu'au noyau.

La densité d'une étoile à neutrons 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 à neutrons 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 en moyenne 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 à neutrons 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 à neutrons dépassant largement la limite d'Eddington sans qu'on observe d'instabilités. Ces étoiles à 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 à neutrons 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.

Énergie 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 à neutrons RX J1856.5-3754. Au centre, son image dans le rayonnement X. Située à 400 a.l. dans la Couronne australe, cette étoile à neutrons 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 à neutrons 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 à neutrons se transforme en générateur de courant, en dynamo, à l’instar des installations du CERN ! Une étoile à neutrons 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 à neutrons 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 à neutrons 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 lumineux ou intense que celui du Soleil et peut atteindre 1038 ergs/s (contre ~1027 à 1033 erg/s selon la phase du cycle solaire).

Comme beaucoup d'étoiles, la majorité des étoiles à 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 à 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 à neutrons 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/s ! C'est inimaginable et pourtant ce genre d'étoile existe !

On estime aujourd’hui qu’il existe 100 millions d’étoiles à neutrons dans notre Galaxie, soit une étoile à neutrons 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.

Prochain chapitre

Kilonova et processus r

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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 à neutrons statique peut présenter une masse maximale d'environ 3 M. Mais en réalité les turbulences qui apparaissent durant sa formation l'empêche de dépasser 2.16 M selon une étude publiée en 2018 dans l'"Astrophysical Journal" par Luciano Rezzolla et son équipe. Une étoile à neutrons en rotation peut au maximum être 20% plus massive (voir le texte) et atteindre ~2.5 M.


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