Hubert Reeves

 

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Les étoiles à neutrons

étoiles à neutrons

Lorsqu'une étoile massive en fin de vie explose en supernova, elle fait éclater son enveloppe gazeuse dans l'espace, laissant seul apparaître en son centre son noyau. Les noyaux les moins massifs deviendront des naines blanches, mais les plus massifs continueront de s'effondrer sur eux-même jusqu'à atteindre une densité extrême qui les stabilisera enfin. Ce noyau, où les protons et les électrons auront fusionnés, sera alors uniquement constitué de neutrons ... Il est devenu une étoile à neutrons !

Sommaire

Parcourez notre gamme de posters sur les étoiles à neutrons et les pulsars :

Les étoiles à neutrons, qui sont parmi les corps les plus denses de l’Univers, sont les vestiges, les résidus d’étoiles mortes. Mais pas n’importe lesquelles … Seules les étoiles massives, de plus de 10 masses solaires, peuvent engendrer de telles monstres gravitationnels. Ce sont les physiciens Walter Baade et Fritz Zwicky qui, en 1934, prédirent l’existence d’étoiles entièrement constituées de neutrons et firent le rapprochement avec l’explosion des supernovae. En 1939, Oppenheimer et Volkoff1 développèrent avec plus de rigueur cette théorie des étoiles à neutrons.

baade zwicky wolkoff openheimer

Formation d'une étoile à neutrons

Un noyau d'étoile morte

Comment peuvent-elles « naîtrent » à partir de la mort ? Il faut comprendre que dans l’Univers, tout n’est qu’une histoire de recyclage de la matière. L’étoile en fin de vie qui a consommé tout son carburant, nécessaire à la réaction thermonucléaire, se dilatera (géante rouge) puis s’effondrera sur elle-même, explosant enfin (uniquement pour les étoiles massives rappelons-le) en supernova … Les couches externes gazeuses de l’étoile (dite nébuleuse planétaire) s’éparpilleront alors dans l’espace, entrant parfois en collision avec des nuages moléculaires et engendrant la formation d’une nouvelle génération d’étoiles. Reste le noyau de l’étoile …

formation étoile à neutrons

Effondrement gravitationnel

atome neutron

Celui-ci, ne possédant plus d’énergie pour contrer la force de gravitation, s’effondre. Si la masse de ce noyau est comprise entre 1.4 et 5.8 masses solaires, l’énergie déployée (supérieure à la limite de Chandrasekhar) est telle que les électrons percutent les protons, engendrant des neutrons. En effet, les électrons sont incapables de poursuivre leur orbite autour du proton, il leur faudrait une vitesse supérieure à celle de la lumière pour répondre au principe d’exclusion de Pauli. Cette étoile à neutrons se forme à une température de l’ordre de 1000 milliards de degrés. Les électrons ayant disparus, la pression de dégénérescence des électrons chute brutalement, ce qui pousse le noyau de neutrons à s’effondrer jusqu’à atteindre le densité équivalente à la pression de dégénérescence des neutrons (plus puissante que la pression électronique).
A l’inverse d’une naine blanche, résidu d’étoile morte peu massive (comme notre Soleil), ce n’est ici pas de la matière électronique dégénérée mais de la matière baryonique dégénérée à laquelle nous sommes confrontés : sa compacité est à ce point supérieure qu’un cube de sucre de matière pèse 400 milliards de tonnes dans une étoile à neutron ! De plus, alors qu’une naine blanche mesure globalement 10 000 kilomètres, la taille d’une étoile à neutrons n’excède pas les 10 à 30 kilomètres de diamètre. Ce diamètre 1 000 fois moindre signifie, à masse égale, une concentration de matière 1 milliard de fois plus forte.

Au final, le noyau est une sorte de nucléon aux proportions démesurées et à la densité moyenne un million de milliards de fois celle de l’eau. L’étoile dégénérée se stabilise et son équilibre est assuré.

Au sein de l'étoile à neutrons, une densité extrême

Comment une telle densité est-elle possible ? Lorsque nous avons à l’esprit l’image d’un atome, nous avons tous l’image en tête d’un gros noyau entouré de quelques petits électrons qui gravitent à sa périphérie, de manière finalement très rapprochée. Cette image toute faite ne tient pas compte de l’échelle des distances qui existent dans la réalité, de même que lorsque que nous imaginons le couple Terre / Lune !! Sachez que l’atome est essentiellement constitué de vide et que seule une infime fraction de son volume est occupée par la matière … Changeons les échelles et imaginons un stade de foot où l’on place une aiguille sur le rond central (jouant le rôle du noyau) et où les électrons circulent dans les tribunes. Rappelez-vous qu’une étoile à neutrons ne peut être créée qu’en supprimant entièrement l’espace vide ! C’est pourquoi ces « monstres gravitationnels » ont une densité tellement élevée …

Extrait du livre : Le destin des étoiles, de George Greenstein

Le destin des étoiles

Afin de mieux se représenter l’enfer de densité qui peut régner dans une étoile à neutrons, voici un extrait intéressant du livre de George Greenstein, Le destin des étoiles. Cet article datant de 1983, ne reflète plus tout à fait les connaissances actuelles des physiciens, mais il donne des clés permettant de s’imaginer ces processus physiques qui dépassent souvent l’entendement :

« La densité moyenne d'une étoile à neutrons est à peu près celle du noyau atomique. Mais cette étoile ne possède pas en tous point cette densité. Si en partant de sa surface vers son centre, on rencontrerait des densités de plus en plus grande.
Pour se représenter plus facilement l'état de la matière à l'intérieur des étoiles à neutrons, il est instructif d'imaginer une expérience. Commençons par un bloc de matière ordinaire, de la roche, et comprimons-le pour l'amener à des densités de plus en plus grandes. Il subira alors une série de transitions vers des états de plus en plus étranges, reproduisant à chaque stade l'état de la matière dans des régions de plus en plus profondes à l'intérieur de l'étoile.
Commençons par une roche de la forme d'un cube de 1 Km de côté. Appliquons à ce cube une batterie de presses géantes, et comprimons le jusqu'à ce qu'il n'ait plus que 100 mètres de hauteur. Il est maintenant plus dense que n'importe quel matériau terrestre. Nous aurions bien du mal à en détacher un petit morceau de 3 cm de côté, car il pèserait près de 200 kg.
Souvenons-nous que les étoiles à neutrons, au contraire des planètes et des étoiles ordinaires, possèdent des champs magnétiques super puissants. Pour reproduire les conditions qui règnent à l'intérieur de l'étoile, appliquons à ce cube un champ magnétique aussi intense. Ce champs est tellement puissant qu'il déforme jusqu'aux atomes constituant la matière. En l'absence de champs magnétiques, les atomes ont une forme sphérique, alors que soumis à des champs magnétiques super puissants, ils prennent une forme effilée et s'alignent d'eux-mêmes suivant des lignes de champ magnétique, comme autant de petites aiguilles placées bout à bout. Ils exercent des forces chimiques les uns sur les autres, s'associant en de fines et longues chaînes moléculaires. La matière prend alors une structure effilée, en mèche de cheveux. C'est la première phase critique de la compression, elle correspond à la matière de la surface de l'étoile.
Le cube, d'un kilomètre de hauteur au départ, a donc été comprimé jusqu'à une hauteur de 100 mètres. Comprimons-le davantage, jusqu'à ce qu'il n'ait plus que 5 mètres de haut. Maintenant, chaque centimètre cube de cette matière super dense atteint un poids de 100 tonnes, et se retrouve dans un état tout à fait inhabituel.
A cette pression, les atomes qui constituent la matière ordinaire n'existent plus. Ils sont forcés d'empiéter les uns sur les autres. Les atomes sphérique ou "en aiguilles", sont formés d'électrons en orbite autour du noyau. Mais une fois écrasés les uns sur les autres, cette structure ordonnée est détruite. C'est exactement ce qui se passerait si l'on pressait deux maisons en briques l'une contre l'autre. Cela correspond à la seconde phase critique de la compression; au cours de cette phase, la matière se retrouve dissoute en un mélange homogène, uniforme, de composants atomiques : les électrons et les noyaux. Elle n'est plus soumise aux lois de la chimie. Par exemple, elle ne peut plus brûler, elle n'est ni acide ni basique, elle n'a pas de saveur. Ce sont là des propriétés purement chimiques de la matière, et la chimie résulte des interactions entre les atomes, mais les atomes ont disparu.
Cette matière forme un solide. Cela à cause des forces que les noyaux exercent les uns sur les autres. Ces forces sont très simples. Les noyaux possèdent une charge électrique positive, et les charges de même signe se repoussent. Les noyaux essaient alors de s'éviter entre eux. La situation la plus favorable est celle dans laquelle chaque noyaux se trouve le plus éloigné possible de ses voisins. Cet ensemble, dans lequel chaque particule repousse et est repoussée par, toutes les autres, se comporte exactement comme une foule entassée dans le métro: pour éviter le contact, les gens restent immobiles. La matière est gelée : non qu'elle soit froide, mais parce qu'elle est dense. Les étoiles à neutrons, comme la Terre, possède une croûte externe. Cette croûte commence quelques mètres à peine sous la surface de l'étoile, et se prolonge sur quelques kilomètres vers l'intérieur.
Le cube d'un kilomètre de côté a maintenant atteint une hauteur de 5 mètres. Poursuivons la compression. Les noyaux commencent alors à absorber les électrons. Un noyau atomique comprend à peu près autant de neutrons que de protons : sous l'effet de la compression, les protons réagissent maintenant avec les électrons qu'ils absorbent pour former encore plus de neutrons. Lentement, continûment, la matière ordinaire se comprime en matière neutronique.
Comprimons le cube jusqu'à ce qu'il atteigne 50 centimètres de côté. Chaque centimètre cube pèse 100 000 tonnes. C'est encore un solide, et il est maintenant presque entièrement constitué de noyaux riches en neutrons, avec quelques électrons résiduels. Mais à cette densité, nous rencontrons la troisième phase critique de la compression : les neutrons commencent à entrer en ébullition autour des noyaux. Les noyaux se sont tellement enrichis de neutrons qu'ils se retrouvent incapables de les contenir tous; et un à un d'abord, puis en nombre sans cesse croissant à mesure qu'augmente la densité, les neutrons s'échappent de leurs noyaux comme les abeilles de la ruche. Ils remplissent les espaces entre les noyaux. Ils se déplacent librement. Ils s'écoulent dans tous les sens. Ils forment un superfluide.
Au delà de la troisième phase critique de la compression, la matière est constituée d'un solide coexistant avec un superfluide. Le superfluide neutronique s'infiltre dans le solide, puis diffuse dans tous les sens. Nous décrivons ici la croûte interne de l'étoile à neutrons. Située juste en dessous de la croûte externe, elle est baignée par le superfluide de neutrons, véritable océan souterrain.
Continuons notre compression. Comprimons le cube jusqu'à ce qu'il ait 5 centimètres de côté. 10 milliards de tonnes de matière se retrouvent enfermés dans ce volume. Les noyaux sont si proches maintenant qu'ils se touchent les uns les autres. Ils s'interpénètrent. Ils se mélangent et perdent leur identité. Au delà de cette quatrième phase critique de la compression, les noyaux se sont complètement désagrégés en une soupe homogène, presque entièrement composée d'un superfluide de neutrons, avec quelques traces de protons et d'électrons libres. Le solide a été dissous par la compression. A ce stade, nous avons atteint une zone se trouvant à peu près à mi-chemin entre la surface et le centre de l'étoile, et ce point marque la limite inférieure de la croûte de l'étoile. Au dessous de cette frontière, un océan de neutrons superfluide s'étend jusque dans les profondeurs de l'étoile.
Plongeons dans cet océan, vers le cœur de l'étoile. La densité, en fait, n'augmente pas de beaucoup. Par rapport à notre expérience imaginaire, les conditions au centre même de l'étoile sont équivalentes à réduire le cube à un quart de sa taille actuelle. Cela fait une augmentation de densité relativement modeste. Mais par suite de cette augmentation, une chose importante se produit.
Nous atteignons les limites de notre connaissance.
Avec cet accroissement de densité, un nombre incalculable de particules élémentaires apparaît à l'intérieur de l'étoile. Plus elle est dense, plus les neutrons qu'elle contient se déplacent rapidement; au centre de l'étoile, ils sont tellement rapides que, à chaque fois qu'ils entrent en collision, une gerbe de particules nouvelles apparaît. Sur Terre, ces étranges particules ne sont que très rarement créées, au cours d'expériences dans les accélérateurs de particules géants. Mais dans l'étoile, cela se produit constamment.
La physique des particules élémentaires est un domaine situé aux frontières de la connaissance actuelle. On connaît pratiquement plusieurs centaines de particules exotiques; mais aucune n'est comprise en détail. La raison en est qu'elles ne vivent pas assez longtemps pour être correctement étudiées. Elles sont aussi évanescentes que des lucioles. Une fois créées dans un accélérateur, elles se désintègrent en d'autres particules exotiques qui elles mêmes ne survivent que très peu de temps avant de se désintégrer à leur tour. Le méson pi, par exemple, survit en moyenne à peine 300 millionièmes de seconde, et il vit relativement longtemps par rapport aux autres particules de son espèce. Cependant, au cours de leur brève existence, ces particules exercent les unes sur les autres des forces d'une grande complexité, et interagissent de manières diverses.
Ces nouvelles particules élémentaires se désintègrent dans un laboratoire, mais pas dans une étoile à neutrons. Sous de grandes pressions, elles deviennent stables. Elles sont extrêmement nombreuses à occuper les grandes profondeurs de l'étoile. Le centre même d'une étoile à neutrons est constitué d'une matière dont nous comprenons à peine les propriétés.
Mais il y a plus. Cette matière est plus dense qu'une particule élémentaire. Elle se trouve soumise à une pression telle que ses constituants fondamentaux sont comprimés les uns sur les autres. Tout objet dans la vie quotidienne, même aussi dense qu'un bloc de plomb, contient une bonne quantité de vide. Les particules individuelles, qui forment la matière ordinaire, ne se touchent pas. C'est également vrai au cœur du Soleil ou dans les profondeurs des planètes. Mais dans une étoile à neutrons la matière est complètement tassée : il n'y a plus d'espace vide. Mais même à ce stade nous n'avons pas encore atteint le centre de l'étoile... »

M1 nébuleuse du crabe

Un champ magnétique ultra puissant

Outre cette densité énorme, une autre caractéristique des étoiles à neutrons est de posséder un très puissant champ magnétique … La première mesure directe de ce champ magnétique (1E1207.4-5209) a été réalisée en août 2002 par le satellite XMM-Newton (et l’instrument EPIC : European Photon Imaging Camera) de l’ESA (Agence Spatiale Européenne). Ce satellite a observé les rayons X émis par la surface de l’étoile pendant 72 heures, décision prise après avoir fait l’observation de trois larges raies d’absorption inexpliquées dans le spectre de l’étoile. Après analyse, le champ magnétique a été estimé à 80 milliards de fois celui du Soleil par le CESR (Centre d’Etude Spatiale des rayonnements : CNRS + Université Paul Sabatier de Toulouse + Observatoire Midi-Pyrénées + Consiglio Nazionale delle Ricerche de Milan + Université de Pavie).

XMM Newton

Une étoile à neutrons possède un champ magnétique des milliards de fois supérieur à celui du Soleil. Cela s’explique par le fait que le produit de l’intensité du champ magnétique par la surface de l’étoile reste constant lors de l’effondrement stellaire. Du fait de la densité qui règne sur l’étoile, la force de gravité peut atteindre 1011 fois celle que nous subissons sur Terre et l’énergie unissant les neutrons atteint 10% de leur masse au repos (à titre de comparaison, le noyau d’hélium engendré dans la fournaise solaire lors de la fusion thermonucléaire possède une énergie de liaison de 0.7%) !
L’énergie ainsi libérée est alors de l’ordre de 100 MeV/nucléon, alors que l’énergie d’une réaction thermonucléaire de fusion ne libère qu’environ 8 MeV/nucléon …

champ magnétique pulsar

L'étoile à neutrons devient "pulsar"

Une vitesse de rotation infernale

Précisons, qu’au moment de sa création, l’étoile à neutrons va récupérer le mouvement de rotation de l’étoile qu’elle avait auparavant, par conservation du mouvement cinétique. Etant donné sa minuscule taille, elle va se mettre à tourner très rapidement sur elle-même. En découle ce qui suit : intense champ magnétique conjugué à une rotation rapide, l’étoile à neutrons devient un générateur de courant, comme la dynamo d’un vélo qui roule !
Le mouvement de l’étoile est proportionnel à la masse, à la vitesse angulaire et au rayon de l’étoile : c’est la conservation du moment angulaire. Dans les faits, si une étoile devient 10 fois plus petite qu’avant, tout en gardant sa masse, alors sa vitesse angulaire devra être proportionnelle au carré de son rayon : donc l’étoile tournera 100 fois plus rapidement. Ceci n’est qu’un exemple pour imager … Dans la nature, la compression de l’étoile est évidemment plus flagrante : si notre Soleil devenait une étoile à neutrons (ce qui ne sera pas le cas car trop peu massif), alors il passerait d’un rayon d’environ 700 000 kilomètres à 15 kilomètres (c’est une moyenne). Sa rotation s’effectuant actuellement en 25 jours, il tournera une fois condensé à la vitesse de 1 000 tours/seconde !
On pensait jusqu’à récemment que l’étoile, après avoir tourné très vite, commençait à ralentir au fil du temps. Cela semble partiellement contesté, précisément dans le cas d’un système binaire d’une étoile à neutron et d’une étoile de petite taille … En effet, les effets de couplage magnétique, avec le disque d’accrétion qui va se former, semblent accélérer la vitesse de l’étoile à neutrons.

http://www.nasa.gov/centers/goddard/mpeg/97911main_Puff.0539.mpeg
http://www.nasa.gov/centers/goddard/mpeg/97912main_PuffCloseUp.0779.mpeg

La dynamo ainsi en action peut générer des particules capables de développer 10 millions de milliards de volts. Cette phase de la vie de l’étoile à neutrons, qui n’est pas infinie, est appelée « pulsar ».

système binaire étoile à neutrons

Un faisceau d'énergie

star gif

Une telle énergie produite génère également des températures de plusieurs millions, voire milliards, de degrés. Une grande quantité de lumière est alors dégagée, pourtant invisible à l’œil nu car à ces températures l’étoile brille essentiellement en rayons X et gamma, également en ondes radio. Lorsque le faisceau balaye la Terre à la manière d’un phare, les radioastronomes peuvent le capter comme un signal très régulier : c’est le pulsar. La première « observation » d’un pulsar a été faite en 1967 par une étudiante en radioastronomie, Jocelyn Bell, et son directeur de thèse, Hewish, à Cambridge. A cette époque, le phénomène étant nouveau et les signaux si réguliers, certains radioastronomes ont pensé un moment avoir perçu un message émanant d’une civilisation extraterrestre … Le signal a d’ailleurs été baptisé LGM1 (pour « Little Green Men 1 ») … 

La quantité d’étoiles à neutrons est aujourd’hui estimée à environ 100 millions dans notre galaxie, soit une proportion d’une étoile à neutrons pour un peu plus de 1000 étoiles dites « classiques ». La plupart d’entre elles sont considérées comme « mortes », ne dissipant plus d’énergie, mais beaucoup sont encore actives et observables.

étoile à neutrons

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Etoile à neutrons

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