La fin des étoiles massives - les étoiles à neutrons. Sous l'effet de l'effondrement gravitationnel d'un coeur de plus de 1,4 Masse solaire, la matière est contrainte de prendre un état dégénéré : les électrons ne peuvent plus rester sur leurs orbites autour des noyaux (il leur faudrait une vitesse supérieure à celle de la lumière pour répondre au principe d'exclusion de Pauli) et sont forcés de pénétrer dans les noyaux atomiques, fusionnant ainsi avec les protons pour ne plus laisser place qu'à des neutrons confinés.
La densité des neutrons au coeur de l'étoile devient telle que l'interaction nucléaire forte qui agit sur eux devient répulsive. De plus, le principe de Pauli que nous avons vu tout à l'heure interdit aussi à deux neutrons de se trouver dans le même état au même endroit. L'addition de la pression de dégénérescence créée par le principe de Pauli avec l'interaction forte devenue répulsive va permettre au résidu de l'étoile de ne pas s'écraser sous la pression de gravitation.. (Source NASA/HST) Les pulsars Les magnétars Références : Les étoiles à neutrons - Univers-Astronomie. Histoire des étoiles à neutrons Dès 1934, deux astronomes élaborent une hypothèse sur l'existence des étoiles à neutrons : l'astronome d'origine suisse Fritz Zwicky (1898-1974) et son collègue allemand Walter Baade (1893-1960).
Leur hypothèse était la suivante : "l'explosion d'une étoile massive en supernova devrait donner naissance à un petit astre ultradense, composé de neutrons écrasés les uns contre les autres". Cette hypothèse fut confirmée à la suite de l'observation du premier pulsarUn pulsar est une étoile à neutrons qui nous envoie des signaux à fréquence régulière. (cf. Pulsars). en 1967. Une étoile à neutrons. Les étoiles 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.
En même temps, le nombre d’électrons chute rapidement, ce qui entraîne une diminution de leur pression de dégénérescence. Étoile à neutrons. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
Historique[modifier | modifier le code] Le concept d'étoiles à neutrons est né immédiatement après la découverte du neutron en 1932 par James Chadwick. Le physicien Lev Landau proposa alors qu'il puisse exister des astres presque entièrement composés de neutrons et dont la structure serait déterminée par un effet de mécanique quantique appelé pression de dégénérescence, à l'instar d'une autre classe d'astres, les naines blanches dont la structure est déterminée par la pression de dégénérescence des électrons.
Deux ans plus tard, en 1934, les astronomes Walter Baade et Fritz Zwicky eurent l'intuition que le passage d'une étoile ordinaire à une étoile à neutrons libèrerait une quantité considérable d'énergie et donc de rayonnement électromagnétique, donnant l'illusion de l'allumage d'un astre nouveau. L'étude des étoiles à neutrons n'a pris son essor qu'à partir de leur phénomène d'émission pulsée les révélant sous la forme de pulsar. Les étoiles à neutrons. Lorsqu'une étoile massive en fin de vie explose en supernova, elle fait éclater son enveloppe gazeuse dans l'espace, laissant seul apparaître en son centre son noyau.
Les noyaux les moins massifs deviendront des naines blanches, mais les plus massifs continueront de s'effondrer sur eux-même jusqu'à atteindre une densité extrême qui les stabilisera enfin. Ce noyau, où les protons et les électrons auront fusionnés, sera alors uniquement constitué de neutrons ...