Une
étoile à neutrons
Le résidu central
d’une explosion de supernova a toutes les chances d’avoir une masse
supérieure à la limite de Chandrasekhar et de ne pas pouvoir
donner naissance à une naine blanche. C’est donc un nouveau type de corps qui
fait son apparition : une étoile à neutrons.
En effet, pour
une étoile suffisamment massive, le scénario de l’effondrement final est
différent de celui qui conduit aux naines blanches. Le seuil de masse initiale de
l’étoile, c’est-à-dire avant les pertes de matière par vents stellaires, est
estimé à huit masses solaires.
Dans ce cas, lors
de l’effondrement de l’étoile, l’énergie des électrons est suffisante pour
qu’un nouveau type de réaction se produisent dans lequel électrons et protons
se combinent pour produire des neutrons. Très rapidement, toute la matière de
l’étoile est entièrement transformée en neutrons.
En même temps, le
nombre d’électrons chute rapidement, ce qui entraîne une diminution de
leur pression de dégénérescence. La gravité se
retrouve alors sans obstacle et l’astre continue à s’effondrer sur lui-même.
Une image dans les
rayons X des jets de matière et d’antimatière qui s’éloignent de l’étoile à
neutron au centre de la nébuleuse du Crabe. Cette image 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.
Une nouvelle
pression de dégénérescence
Le processus
s’arrête lorsque la matière atteint une densité similaire à celle des noyaux
atomiques. Apparaît alors une nouvelle force, la pression de dégénérescence des
neutrons, qui est en mesure de stabiliser l’étoile.
Cette pression
est de nature similaire à celle que produisent les électrons. Elle entre en jeu
lorsque les neutrons sont comprimés les uns contre les autres et commencent à
être fortement agités du fait du principe d’incertitude. Elle est beaucoup
plus puissante que sa cousine électronique, ce qui explique qu’elle peut
résister à la gravité d’une étoile massive.
On obtient alors
un nouveau type de corps, beaucoup plus petit et dense qu’une naine blanche :
une étoile à neutrons. Alors que le diamètre typique d’une naine blanche est de
10 000 kilomètres, une étoile à neutrons a une taille de l’ordre de quelques dizaines
de kilomètres.
Une densité
extraordinaire
Un diamètre 1000
fois plus petit signifie, à masse égale, une concentration de matière un
milliard de fois plus forte. La densité moyenne d’une étoile à neutrons est
ainsi d’un million de milliards de fois celle de l’eau. Un centimètre cube de
sa matière aurait une masse de 1000 millions de tonnes.
A cette densité
extraordinaire, la matière n’a plus grand rapport avec celle que nous pouvons
observer sur Terre. Il est néanmoins possible de recourir à la physique
théorique pour comprendre les étoiles à neutrons. Il a ainsi été possible de
déterminer la structure interne d’un tel corps.
En plongeant vers
l’intérieur, on rencontre d’abord une croûte cristalline formée de noyaux
atomiques, en particulier des noyaux de fer. Ensuite viennent des neutrons et
des protons à l’état libre, d’abord sous forme liquide puis, plus profondément,
à l’état solide. Enfin apparaît le noyau, dans lequel protons et neutrons
n’existent plus, mais sont dissociés en leurs constituants intimes, les quarks.
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