Etoiles à Neutrons

Etoiles neutrons

http://astronomia.fr/4eme_partie/EtoilesANeutrons.php[3/8/2015 10:26:41 PM]

Lactualit de lOAMPLe cours lObservatoireHistorique de Marseille

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Mis jourle 01/06/13

Etoiles neutrons

Bonne Anne !

Les toiles neutrons sont des objets compacts, les seconds aprs les naines blanches par ordre de densit croissante. Comme les nainesblanches, ce sont des rsidus dtoiles, mais les astres qui les ont forms taient plus massifs. Comme les naines blanches encore, leur stabilitprovient de la pression quantique de dgnrescence dun fermion, qui est dans ce cas le neutron.

Les toiles neutrons sont des objets la fois thoriques et observs. Prvus par le calcul, ils ont ts dcouverts sous diffrentes formes, dontla plus connue est le pulsar.

Processus URCA

Lorsque la densit est trs forte, les lectrons ne supportent plus le poids, et lobjet se contracte. Les lectrons se rapprochent des noyaux, etpeuvent mme y pntrer la faveur dune raction transformant un proton en neutron :

p + e- ? n + ?e (1)

p : proton, e- : lectron, n : neutron, ?e : neutrino lectronique.

Mais le neutron nest pas une particule trs stable, et il se dsintgre selon la raction inverse :

n ? p + e- + e (2)

Ces deux ractions constituent un processus dquilibre, lune annulant leffet de lautre. Elles transforment un noyau (Z, A) de masse atomiqueA (nombre de nuclons, protons et neutrons), et de numro atomique Z (nombre de protons), de la manire suivante :

( Z, A) + e- ? (Z-1, A) + ?e (Z-1, A) ? ( Z, A) + e- + e

La premire fait disparatre un lectron, la seconde en cre un ; et ces deux ractions sont en quilibre. Mais cet quilibre va tre rompu.

Dans le cur dune toile massive, les lectrons libres constituent un gaz dgnr dans lequel baignent les noyaux. Un tat dgnr est un tatdans lequel tous les niveaux dnergie quantiques les plus bas sont occups. Lorsque la pression est trs forte, il ne reste plus de niveaux defaible nergie. La seconde des deux ractions, ne pouvant en gnral produire un lectron de trs haute nergie, se trouve bloque. Mais lapremire nest pas affecte.

Il sensuit que les lectrons peuvent tre absorbs par les protons dans le processus de la premire raction, transformant les protons enneutrons, mais ensuite ces neutrons ne peuvent plus redevenir protons.

Les noyaux conservent le mme nombre de nuclons (masse atomique A constante), mais leur nombre de protons dcrot. Alors, leur nergie deliaison diminue, et ils finissent par se briser. A une densit de 1014 g cm-3, ils sont tous briss, et les neutrons sont libres. Dans des conditionsnormales, le neutron libre nest pas stable, et se dsintgre spontanment par la raction 2. Mais dans les conditions qui rgnent dans ces objetscompacts, le neutron est stable.

La faible probabilit (non nulle) de produire un lectron de haute nergie dans la raction 2 permet de maintenir un taux de 0,5 % de protons etdlectrons.

Outre la conversion des protons en neutrons, le processus URCA produit des neutrinos lectroniques. Ces neutrinos quilibrent la balancenergtique de la raction :

nergie(Z, A) + nergie(e-) = nergie(Z-1, A) + nergie(?e)

Or le neutrino, particule fantme, passe travers ltoile et schappe, emportant son nergie. Le bilan nergtique de la raction, pour ltoile,est donc ngatif. Ce mcansime est trs efficace, du fait de la trs faible section efficace du neutrino. Ltoile perd normment dnergie, entrs peu de temps.

Etoiles neutrons


Or pour maintenir son quilbre hydrostatique, elle a besoin de produire beaucoup dnergie au centre. Cette perte acclre donc la contraction,qui se tourne en effondrement.

Leffondrement sarrte lorsque, les protons ayant t changs en neutrons, ltoile est devenue un gaz de fermions. Les neutrons jouent dansltoile neutrons, le mme rle quantique que les lectrons dans les naines blanches. La pression quantique de dgnrescence bloque lacontraction, condition que la masse ne soit pas trop forte. Les neutrons peuvent supporter jusqu 3 M?.

O les astronomes font fermer un casino

Le nom du processus a une origine qui vaut la peine dtre conte ! Le difficile problme de lexplosion dune supernova a t rsolu en partie,par la dcouverte de ce mcanisme, Rio de Janeiro. La particularit du phnomne est la disparition, qui semblait bien mystrieuse, delnergie. Or il existait Rio un casino un peu particulier, o largent des joueurs svaporait de faon tout aussi mystrieuse... Le nom du casinoa t donn par analogie ce groupe de deux ractions.

Quelques temps plus tard, les autorits, ayant eu connaissance de cette analogie, ont ferm le casino !

Formation

Ltoile neutrons se forme trs haute temprature, de lordre de 10 milliards de degrs. Un fort flux de neutrinos entrane un refroidissementtrs rapide, qui amne ltoile 1 milliard de degrs seulement (!) en une journe. Le refroidissement se ralentit ensuite, et il faut un sicle pourdiviser encore par 10 la temprature, ce qui donne 100 millions de Kelvins.

Au dbut de leffondrement, la pression est produite presque exclusivement par les lectrons dgnrs. Plus la densit augmente, plus leslectrons sont capturs par les protons pour donner des neutrons (avec mission de neutrinos). Les lectrons sont ainsi progressivementremplacs par des neutrons, et finalement cest la pression de dgnrescence des neutrons qui produit pratiquement la pression totale. Ledensit centrale est alors de 2 1013 g cm-3. A plus haute densit, 2,4 1014 g cm-3, les noyaux sont pratiquement au contact, et perdent leurindividualit. Il reste un gaz de neutrons, contenant quelques protons et lectrons (de lordre de 1%).

Equilibre

Lquilbre dune toile neutrons est assur par le principe dexclusion de Pauli, comme dans les naines blanches, mais appliqu ici auxneutrons (qui sont aussi des fermions).

Tout comme dans les naines blanches, il existe une masse limite, au-dessus de laquelle la pression quantique des neutrons ne peut plus supporterla gravit, et lobjet seffondrera encore plus, pour former un trou noir. La limite se situe l o la vitesse quantique dun neutron approche lavitesse de la lumire, ce qui correspond une densit de lordre de 6 1015 g cm-3. La masse limite correspondante se situe autour de 3 massessolaires.

La construction dun modle dtoile neutrons est difficile, et reste un peu floue, car il est impossible de reproduire en laboratoire lesconditions qui y rgnent. On na jamais observ directement le gaz de neutrons qui constitue le centre de ltoile.

La nature prcise de linteraction forte nest pas connue trs courte distance : on sait quelle est attractive des distances de lordre du fermi(distance entre deux nuclons dans la matire normale), et devient rpulsive plus prs, vers 0,3 fermi. Lorsquelle est attractive, elle diminue lapression, et lorsquelle est rpulsive, elle laugmente.

Les moyens techniques actuels ne permettent pas de dterminer le potentiel dinteraction forte des distances plus courtes encore, qui sont considrer lorsque la masse du cur dpasse les 3 M?. Ceci se traduit par une incertitude sur les proprits de ces objets.

La rotation, bien que trs rapide, naffecte pas la masse maximum. La gravit est si forte, que la force centrifuge reste ngligeable, sauf peut-tredans un pulsar ultra-rapide.

Lorsquon parle de la masse dune toile neutrons, il faut considrer deux choses diffrentes :

la masse au repos de ses contituants ;la masse sensible pour les astres extrieurs.

La diffrence entre les deux est lnergie de liaison, et correspond lnergie qui a t libre au cours de la contraction. La masse sensible, quiinfluence gravitationnellement les astres environnants, est plus petite que la masse qui a form ltoile.

Les hyprons

Les hyprons sont des particules, semblables des nuclons lourds. Ce sont tous des fermions (spin demi-entier), qui obissent la statistique deFermi-Dirac (donc obissent au principe dexclusion de Pauli). Ils interagissent par interaction forte (ce sont des hadrons).

Les hyprons sont constitus, comme les nuclons, de trois quarks, incluant un quark trange s (proton = uud, neutron = udd). Les hyprons sontdonc des particules tranges.

Ils sont instables, et se dsintgrent en proton, neutron ou mson en 10-10 10-8 seconde.

Quelques hyprons : ?, ?, ? et O.

On trouve des hyprons dans les rayons cosmiques, et on en produit dans les acclrateurs de particules. La masse des hyprons tant plusgrande que celle des nuclons, les hyprons sont moins stables, et ncessitent beaucoup plus dnergie pour produire une paire hypron-antihypron.

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Contraction

Lors de leffondrement, les principaux paramtres physiques de ltoile sont conservs. Ainsi, le moment cintique de rotation ne change pas,alors que le rayon diminue fortement. Ceci entrane une trs forte acclration de la rotation, qui amne ltoile neutrons tourner, daprs lescalculs, en un temps de lordre de la seconde !

Bien sr, la gravit extraordinaire qui rgne la surface de cet objet empche la force centrifuge de projetter sa matire dans lespace. Une tellevitesse de rotation est donc parfaitement possible.

Un autre paramtre physique conserv est le champ magntique. Comprim dans un volume beaucoup plus petit, son intensit la surfacedevient trs grande.

Lorsque la densit devient suffisante, lnergie correspondante permet la cration de paires hypron-antihypron. On nomme cettetransformation hypronisation du cur de ltoile. Il a une influence sur les proprits physiques, consquences mal connues.

Une autre dsintgration devient possible lorsque la densit atteint le double de la densit nuclaire :

n ? p + p-

Or les p sont des bosons, et tendent se placer tous dans le mme tat quantique dnergie minimum, donc de vitesse nulle. On appelle un telensemble de bosons un condensat de Bose-Einstein. Dans cette raction, un neutron (fermion) a disparu, au profit dun p (boson), donc lapression quantique diminue.

Un autre problme des modles concerne la proximit des particules. Pour reprsenter correctement leurs interactions, il faut rsoudre leproblme des n-corps, comme en mcanique cleste. Ce problme ne peut pas se rsoudre de manire analytique.

Toutes ces difficults produisent une incertitude importante dans les modles dtoiles neutrons. En fait, selon le choix que lon fait pour lepotentiel, les proprits changent. Mais il est intressant de noter que lobservation peut, parfois, interdire certains modles. Il est possible quonobtienne ainsi des renseignements sur la physique mme de ces particules, dans des conditions inaccessibles au laboratoire.

Par exemple, le pulsar binaire PSR 1913+16 est une toile neutrons de 1,42 M?. Tous les modles (dfinis par une quation dtat) quiprvoient une masse limite en-dessous de cette valeur sont donc invalids.

Modles

Relation masse-rayon, des plantes aux trous noirs

Anatomie dune toile neutrons

Les valeurs ci-dessous sont calcules pour une toile neutrons de 1,4 M?. Son rayon est de lordre de 10 km.

Les toiles neutrons ont une atmosphre, si lon peut nommer ainsi la fine enveloppe gazeuse qui les entoure. La gravit la surface (g = 1,31014 cm s-2) est 10 milliards de fois suprieure celle du Soleil (g = 2,7 104 cm s-2) ! Aussi, latmosphre nest quune infime couche dequelques centimtres de gaz, une temprature de plusieurs millions de degrs. La matire ny est pas dgnre.

Sous latmosphre, se trouve une surface solide ! Cest assez inhabituel pour une toile, et ce simple fait suffirait les rendre extraordinaires. Ilsagit dune crote mtallique, constitue essentiellement de fer, dont lpaisseur totale nest que de 900 mtres. Sa masse volumique est de 106

g cm-3 la surface, et atteint 2,4 1014 g cm-3 la base. Les atomes de fer forment un treillis, qui produit la structure cristalline. Larrangementdes noyaux de fer dans ce treillis lui assure une nergie dinteraction coulombienne minimale, et cette matire ressemble celle qui formelintrieur dune naine blanche. Elle est divise en deux parties, la sparation se trouvant une profondeur de 300 mtres, lorsque la massevolumique atteint 4 1011 g cm-3. Au dessous de cette limite, les noyaux de fer, toujours arrangs en rseau cristallin, baignent dans un gaz de

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neutrons et dlectrons libres. A la base de cette crote, tous les noyaux sont dtruits, et les neutrons sont tous libres. La destruction des noyauxse fait progressivement avec la profondeur croissante.

Sous la crote se trouve la soupe de neutrons. La masse volumique est suprieure 2,4 1014 g cm-3. Elle est mlange une faible quantit deprotons et dlectrons qui subsistent. Le gaz de neutrons est bien videmment dgnr, et superfluide. Le gaz de protons est de son ctsuperconducteur, ce qui devrait avoir une grande importance en considrant le champ magntique. Ltendue de cette zone est dune dizaine dekilomtres.

Enfin, il est possible - mais on nen a pas la certitude - quil y ait un noyau solide au centre, dun kilomtre de diamtre. Si cest le cas, lesneutrons doivent y former une structure cristalline. La masse volumique centrale atteint 1,3 1015 g cm-3.

Observation

On na pas observ directement une toile neutrons. Sa petite taille et sa faible brillance nous en empchent. Mais la dcouverte des pulsars,puis leur intreprtation, ont donn une observation indirecte.

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