Etoiles à neutrons | ||||
Qu'est-ce qu'une étoile à neutrons ? | Mise à jour 01 juin 2013 | |||
Voici un extrait très intéressant du livre "Le destin des étoiles" de George GREENSTEIN, qui nous permet de comprendre l'étoile à neutrons. Cet article de 1983 ne reflète pas les connaissances actuelles de l'étoile à neutrons, qui passionne de plus en plus d'astrophysiciens. La densité d'une étoile à neutrons est à peu près celle du noyau atomique. Mais cette étoile ne possède pas en tous points, cette densité. 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. | 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 champs magnétique aussi intense. Ce champs est tellement puissant qu'il déforme jusqu'aux atomes constituant la matière. Image : Jets de matière et d'antimatière qui s'éloignent de l'étoile à neutron au centre de la nébuleuse du Crabe. Cette image dans les rayons X, a été prise en 2002 par le satellite Chandra. L'anneau central a un diamètre d'environ une année-lumière. Crédit : NASA/CXC/ASU/J. Hester et al. | |||
Quand les atomes n'existent plus | ||||
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, la matière ne peut plus bruler, 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, à cause des forces que les noyaux exercent les uns sur les autres. | Ces forces sont très simples. 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. Image : 10-14 mètre ou 10 fermi, c’est la distance à laquelle on peut voir le noyau d'un atome. Vers la fin du XIXe siècle, on découvrit que l'atome n'est pas un élément de matière indivisible. Le proton est un nucléon, comme le neutron, qui entre dans la composition de la matière dont nous nous sommes fait une représentation. | |||
Les noyaux absorbent les électrons | ||||
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, continument, la matière ordinaire se comprime en matière neutronique. Comprimons le cube jusqu'à ce qu'il atteigne 50 centimètres de côté. | Au delà de la troisième phase critique de la compression, la matière est constituée d'un solide coexistant avec un superfluide. | Image : Illustration de l'électron. | ||
Désagrégation des noyaux... | ||||
Continuons notre compression imaginaire... | 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 apparait 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 apparait. 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. Image : Simulation de collision de particules faisant apparaitre une multitude de particules complexes évanescentes. | |||
Aux frontières de la connaissance... | ||||
La physique des particules élémentaires est un domaine situé aux frontières de la connaissance actuelle. On connait 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. 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. | Image : Centre de contrôle du LHC, crédit : CERN | ||
Découverte du premier pulsar | ||||
Les pulsars sont des cadavres d'étoiles, des naines extrêmement denses qui tournent sur elle-même, beaucoup plus vite que les autres étoiles (de 10 à 1000 fois par seconde). | C'est le FGST (Fermi Gamma-ray Space Telescope) de la Nasa qui a découvert pour la première fois un pulsar, dont le nom vient de l'abréviation de pulsating radio source. Cette étoile à neutrons en rotation rapide, sur l'image ci-contre est âgée de 10 000 ans, elle clignote environ trois fois par seconde en expulsant ses rayons gamma dans l'espace. Image : Le télescope Fermi a découvert ce pulsar grâce à son émission gamma. Le pulsar se trouve dans les vestiges de la supernova CTA1, située à environ 4 600 années-lumière dans la constellation de Céphée. |