Etoiles à Neutrons

Définition

Une étoile à neutrons est le résultat de l'effondrement d'une étoile massive en supernova et sa masse est comprise entre 1.4 et 3 Mo, pour un diamètre d'environ 20 Km.

La manière dont les étoiles meurent dépend avant tout de leur masse initiale. Celle-ci est mesurée en masses solaires (Mo).

Jusqu'à 8 Mo (on appelle ces étoiles des "naines jaunes" et notre Soleil en fait partie), elles  évolueront en géantes rouges puis en nébuleuses planétaires, ensuite en naines blanches et enfin en naines noires lorsqu'elles se seront totalement refroidies. Le coeur résiduel de l'étoile morte a une masse inférieure à 1.4 Mo.

Les étoiles massives, de plus de 8 Mo (les géantes bleues), évolueront en supergéantes rouges puis en supernovae. La suite dépendra de la masse du coeur stellaire: si le coeur résiduel a une masse comprise entre 1.4 et 3 Mo, il deviendra une étoile à neutrons (les pulsars en sont une variété); si la masse du coeur est supérieure à 3 Mo, il se transformera en trou noir.

Ce sont les objets les plus denses que l'on connaisse: le volume d'un morceau de sucre qui serait composé de matière présente dans une étoile à neutrons pèserait 400 milliards de tonnes.

À cause de sa petite taille et cette densité élevée, une étoile à neutrons possède à sa surface un champ de gravité environ 2×1011 fois plus important que celui régnant sur la Terre.

Schéma montrant la formation d'une supernova avec création d'une étoile à neutrons.

Comment se forme une étoile à neutrons ?

Le coeur d'une étoile est une gigantesque usine thermonucléaire qui transforme de l'hydrogène en hélium. Cette fusion thermonucléaire crée une force qui tend à faire "gonfler" l'étoile. D'autre part, l'énorme poids de l'étoile tend à la faire s'effondrer sur elle-même (force de gravitation). Durant la plus grande partie de la vie d'une étoile, ces deux forces s'équilibrent de sorte que son diamètre ne varie pas.

A un moment donné, les réserves d'hydrogène sont épuisées. La force qui tendait à gonfler l'étoile disparaît. L'étoile s'effondre donc sous son propre poids, elle se contracte sur elle-même. Ce faisant, la température du coeur s'élève, ce qui permet la fusion de l'hélium récemment formé, en carbone. Lorsqu'à son tour l'hélium vient à manquer, nouvel effondrement de l'étoile, nouvelle hausse de température autorisant la fusion du carbone en néon. D'autres effondrements / réchauffements auront lieu, permettant de former de l'oxygène, silicium, soufre, nickel ... et enfin le fer.

Chacune de ces phases dure de moins en moins de temps ... en d'autres termes, le phénomène s'emballe, car il se passe avec de moins en moins de noyaux atomiques, à des températures de plus en plus élevées et à des pressions de plus en plus intenses. Ces paramètres accélèrent toute réaction thermonucléaire ou autre.

Evolution au cours du temps d'une étoile massive de 25 masses solaires (Mo)

Combustible Résidus Durée Température Densité en Kg/m3
Hydrogène Hélium 7.000.000 années 60 millions °K 50.000
Hélium Carbone; Oxygène 500.000 années 230 millions °K 700.000
Carbone Oxygène; Néon; Sodium;Magnésium 600 ans 930 millions °K 200 millions
Néon Oxygène; Magnésium 1 an 1,7 milliard °K 4 milliards
Oxygène du Magnésium au Soufre 6 mois 2,3 milliards °K 10 milliards
Silicium Fer et éléments proches 1 jour 4,1 milliards °K 30 milliards

En fait, seule la partie très centrale du coeur, extrêmement chaude et dense est convertie en fer, car chacune des réactions de fusions successives n'est possible qu'à partir de certaines conditions de température et de densité. Par conséquent, les fusions nucléaires ont abouti à lui donner une structure en pelure d'oignon:

Structure en pelure d'oignon. Les différentes couches concentriques correspondent à des réactions de fusion différentes. Les couches externes brûlent de l'hydrogène (H) pour former de l'hélium (He), dans la couche suivante, c'est l'hélium qui se transforme en carbone (C), puis c'est de l'oxygène (O) qui est formé, et en se rapprochant encore du coeur, on trouve des éléments de plus en plus lourds : du néon (Ne), du sodium (Na), du magnésium (Mg), du silicium (Si), du soufre (S), du nickel (Ni), du cobalt (Co) et enfin du fer (Fe).

Beaucoup trop stable, le fer est incapable de fusionner. La fusion nucléaire du fer nécessite en effet plus d'énergie qu'elle n'en crée (réaction dite "endothermique"): le fer est "inerte" du point de vue thermonucléaire. Le coeur stellaire continue donc à accumuler le fer sans générer aucune énergie pour compenser l'énorme gravité qui le comprime: le coeur se compacte et s'échauffe de plus en plus.

Lorsque le coeur atteint la masse critique de 1,4 Mo, appelée limite de Chandrasekhar, il devient instable et s'effondre sur lui-même, pratiquement en chute libre, en un dixième de seconde.

En effet, brutalement, la pression de dégénérescence électronique est insuffisante pour arrêter l'effondrement gravitationnel. Seule la pression de dégénérescence des neutrons y parviendra. Pour des détails sur ces points, voir: la limite de Chandrasekhar.

En chiffres, cela donne:

● Le coeur passe d'un diamètre de 5.000 Km à 30 Km de manière quasi instantanée!
● La densité dépasse les 250 millions de tonnes par centimètre cube.
● La température atteint 6 milliards de degrés.

Deux événements se sont passés au cours de cet effondrement: la photodissociation du fer et la conversion des protons en neutrons.

Photodissociation du fer:

La température ambiante est telle que les photons, particules de lumière piégées dans le plasma, acquièrent une énergie telle qu'ils peuvent briser les noyaux de fer: ce sont des photons "gamma". Un noyau de fer est cassé en 13 noyaux d'hélium, plus 4 neutrons.

56Fe è 13 4He + 4 n

Conversion des protons en neutrons:

Les noyaux atomiques sont au contact, au lieu d'être très distants comme dans la matière ordinaire. La densité est si élevée que les électrons pénètrent dans les noyaux, et convertissent leurs protons en neutrons, libérant, au passage, un neutrino. Les neutrinos jouent un rôle important dans l'effondrement du coeur stellaire. Cependant, les explications sur leur implication sont trop complexes que pour entrer dans le cadre de cet exposé...

Le coeur stellaire est devenu une boule de neutrons d'une trentaine de kilomètres de rayon qui occupe le centre de l'étoile: ce sera la future étoile à neutrons. Au coeur de l'étoile, les neutrons sont comprimés les uns contre les autres et offrent ainsi une force s'opposant à la force compressive de la gravité. Cette force s'appelle la pression de dégénérescence des neutrons. Ainsi, le coeur ne peut se comprimer davantage et un rebond se produit: une onde de choc se propage vers l'extérieur de l'étoile.

Pendant ce temps, une "dépression", un "vide" s'est créé entre le noyau brutalement condensé et les couches externes de l'étoile. Les couches externes se précipitent vers le coeur à la vitesse de 50.000 Km/sec.

La rencontre entre les couches externes qui tombent et l'onde de choc est si violente qu'une combustion nucléaire explosive a lieu dans l'enveloppe, synthétisant les éléments lourds que le fer, comme l'or, le zinc, le mercure, l'argent, le plomb ou l'uranium... En effet, jusqu'à présent, la nucléosynthèse était bloquée au noyau de fer... Les éléments plus lourds que le fer qui sont maintenant synthétisés ne représentent que 0,1 % de la masse totale éjectée, c'est bien peu, et pourtant, que serions-nous sans eux ?

Finalement, on se retrouve avec un coeur stellaire transformé en étoile à neutrons stable et une enveloppe qui a explosé. Les débris sont éjectés avec une vitesse pouvant dépasser 10.000 Km/sec, créant ainsi un des phénomènes les plus lumineux connus: la supernova. Elle va briller d'une lumière extraordinaire, comme cent galaxies réunies pendant une brève période, puis restera plus brillante qu'une galaxie pendant les trois à quatre premiers mois de son existence.

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