|
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
L'univers dans tous ses états
|
Etoiles à neutrons | ||||
Qu'est-ce qu'une étoile à neutrons ? | ||||
| 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 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. 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. Appliquons à un cube de roche de 1 Km de côté, 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 une 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 champs 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. |
| ||
AU moment où les atomes n'existent plus... | ||||
| 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. | ||
| Poursuivons la compression... | ||||
| 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. | ||
| Désagrégation des noyaux... | ||||
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 dessous de cette frontière, un océan de neutrons superfluide s'étend jusque dans les profondeurs 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. | ||
| Aux frontières de la connaissance... | ||||
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 une s 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. | 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... | ||
Découverte du premier pulsar | ||||
| Un pulsar est une étoile à neutrons en rotation rapide, correspondant au cœur effondré d'une étoile massive ayant explosé en supernova en fin de vie, ici CTA1. En général l'explosion d'une supernova laisse un objet céleste super compact en son cœur appelé SNR (Super Nova Reste). Le FGST (Fermi Gamma-ray Space Telescope) de la Nasa vient de découvrir pour la première fois un pulsar, dont le nom vient de l'abréviation de pulsating radio source. Cette étoile à neutrons en rotation rapide, âgée de 10 000 ans, clignote environ trois fois par seconde en expulsant ses rayons gamma dans l'espace. Cinq équipes françaises de l'IN2P3/CNRS, du CEA/Irfu et de l'Insu/CNRS ont participé à l'analyse et l'interprétation de ces résultats, publiés dans la revue Science (La science Express du 16 octobre 2008. Les astronomes ont recensé presque 1 800 pulsars dans la Voie Lactée, trouvés grâce à leurs signaux radio ou à leurs faibles pulsations en lumière visible et en rayons X. |
|
| ||
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.
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. 
|
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
L'univers dans tous ses états
|
|
| Astronomie - 15 Octobre 2007 |
