Notes sur la fin des étoiles en astronomie: étoile à neutrons, Notes de Astronomie
Caroline_lez
Caroline_lez10 January 2014

Notes sur la fin des étoiles en astronomie: étoile à neutrons, Notes de Astronomie

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Notes d'astronomie sur la fin des étoiles en astronomie: étoile à neutrons. Les principaux thèmes abordés sont les suivants: la limite de Chandrasekhar, la pression de dégénérescence des neutrons, les quarks.
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La fin des étoiles en astronomie : Etoile

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 d'objet qui fait son apparition : une étoile à neutrons.

En effet, pour une étoile suffisamment massive, le scénario 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, l'énergie des électrons est suffisante pour que de nouvelles réactions se

produisent, dans lesquelles électrons et protons se combinent pour produire des neutrons. Très

rapidement, la matière de l'étoile est donc entièrement transformée en neutrons. En même

temps, le nombre d'électrons chute rapidement, ce qui entraîne une diminution de la pression

de dégénérescence. La gravité se retrouve alors sans obstacle et l'astre s'effondre 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.

Le processus s'arrête lorsque la matière atteint des densités similaires à celles 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. 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 a une masse de 1000 millions de

tonnes.

A ces densités extraordinaires, 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 étudier

les étoiles à neutrons. Il a ainsi été possible de déterminer la structure interne d'un tel corps. En

plongeant vers l'intérieur, l'on rencontre d'abord une croûte cristalline formée de noyaux

atomiques, en particulier de noyaux de fer-56. Ensuite viennent les neutrons et les 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, lesquarks. Tout cela est évidemment très spéculatif et le restera

probablement pour longtemps.

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