Je veux tout savoir

Étoile à neutrons

Pin
Send
Share
Send


La première étoile à neutrons observée directement en lumière visible était RX J185635-3754.

UNE étoile à neutrons est une étoile extrêmement dense et compacte dont l’intérieur est composé vraisemblablement de neutrons. Il est formé du reste effondré d'une étoile massive lors de l'explosion d'une supernova et représente l'un des rares points finaux possibles de l'évolution stellaire. Une étoile à neutrons hautement magnétisée et à rotation rapide qui émet des ondes radio est appelée une pulsar.

Une étoile à neutrons typique a une masse comprise entre 1,35 et 2,1 masses solaires, avec un rayon correspondant entre 10 et 20 km - environ 30 000 à 70 000 fois plus petit que le Soleil. Ainsi, la densité d’une étoile à neutrons (estimée à 8 × 1013 à 2 × 1015 g / cm³) est proche de celle d'un noyau atomique.12

Histoire des découvertes

En 1932, Sir James Chadwick découvrit le neutron en tant que particule élémentaire.3 Pour cette découverte, il reçut le prix Nobel de physique en 1935.

En 1933, un an seulement après la découverte de Chadwick, Walter Baade et Fritz Zwicky ont proposé l'existence de l'étoile à neutrons.4 En cherchant une explication sur l'origine d'une supernova, ils ont proposé que l'étoile à neutrons se forme dans une supernova. Les supernovae sont des étoiles mourantes qui apparaissent soudainement dans le ciel et dont la luminosité (dans la plage optique) est telle qu'elles pourraient surpasser toute une galaxie pendant des jours, voire des semaines. Baade et Zwicky ont suggéré que la libération de l'énergie de liaison gravitationnelle des étoiles à neutrons alimente la supernova: "Dans le processus de la supernova, la masse en vrac est annihilée." Si la partie centrale d'une étoile massive avant son effondrement contient (par exemple) trois masses solaires, alors une étoile à neutrons de deux masses solaires peut être formée. L'énergie de liaison E d’une telle étoile à neutrons, lorsqu’elle est exprimée en unités de masse (via la formule d’équivalence masse-énergie E = mc²) est une masse solaire. C'est finalement cette énergie qui alimente la supernova.

En 1965, Antony Hewish et Samuel Okoye ont découvert "une source inhabituelle de température de brillance radio élevée dans la nébuleuse du Crabe".5 Cette source s’est avérée être l’étoile à neutrons de la nébuleuse du Crabe, issue de la grande supernova de 1054 C.E.

En 1967, Jocelyn Bell et Antony Hewish ont découvert des impulsions radio régulières à partir des sources radio Hewish et Okoye. Ce pulsar a ensuite été interprété comme provenant d'une étoile à neutrons en rotation isolée. La source d'énergie du pulsar est l'énergie de rotation de l'étoile à neutrons. La plupart des étoiles à neutrons connues sont de ce type.

En 1971, Riccardo Giacconi, Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier et H. Tananbaum ont découvert des pulsations de 4,8 secondes dans une source de rayons X de la constellation Centaurus, Cen X-3. Ils ont interprété cela comme résultant d'une étoile à neutrons chaud en rotation. La source d’énergie est gravitationnelle et provient d’une pluie de gaz tombant sur la surface de l’étoile à neutrons en provenance d’une étoile compagnon ou du milieu interstellaire.

En 1974, Antony Hewish a reçu le prix Prix ​​Nobel de physique "pour son rôle décisif dans la découverte des pulsars."6

Formation

Lorsqu'une étoile massive (d'une masse de 4 à 8 fois celle du Soleil) a brûlé pratiquement tout son combustible nucléaire, elle peut exploser pour former une supernova. Les couches extérieures de l'étoile sont emportées, laissant derrière elles un "reste de supernova". La région centrale de l'étoile (noyau) s'effondre si fortement sous l'effet de la gravité que protons et électrons se lient pour former des neutrons. C'est pourquoi l'étoile s'appelle une "étoile à neutrons".7

Une étoile à neutrons conserve l'essentiel de son moment angulaire. Comme elle ne possède qu'une infime fraction du rayon de son père (et que son moment d'inertie est donc fortement réduit), une étoile à neutrons se forme avec une vitesse de rotation très élevée puis ralentit progressivement. Les étoiles à neutrons ont des périodes de rotation comprises entre environ 1,4 millisecondes (ms) et 30 secondes (s).

La compacité de l’étoile à neutrons lui confère également une gravité de surface très élevée, 2 × 1011 à 3 × 1012 fois plus fort que celui de la Terre. Une mesure d'une telle gravité est que les étoiles à neutrons ont une vitesse de sortie d'environ 150 000 km / s, soit environ 50% de la vitesse de la lumière. Ainsi, les matières tombant à la surface d'une étoile à neutrons frappent l'étoile à 150 000 km / s, auquel cas on s'attend à ce qu'elles soient écrasées sous leur propre poids dans une flaque d'eau de moins d'un atome.

Structure

Un modèle de la structure interne d'une étoile à neutrons.

La compréhension actuelle de la structure des étoiles à neutrons est définie par les modèles mathématiques existants. Une étoile à neutrons est si dense qu’une cuillerée à thé de son matériau pèserait 100 millions de tonnes métriques (100 Gg, 100 × 109 kg). Sur la base des modèles actuels, la matière à la surface d'une étoile à neutrons est composée de noyaux atomiques ordinaires et d'électrons.

L '"atmosphère" de l'étoile a une épaisseur d'environ un mètre en dessous de laquelle on rencontre une "croûte" solide. En continuant vers l’intérieur, on rencontre des noyaux avec un nombre toujours croissant de neutrons; de tels noyaux se décomposeraient rapidement sur Terre mais resteraient stables grâce à des pressions énormes. En approfondissant, on arrive à un point appelé neutron goutte à goutte, où les neutrons libres s'échappent des noyaux. Dans cette région, il y a des noyaux, des électrons libres et des neutrons libres. Les noyaux deviennent de plus en plus petits jusqu'à atteindre le noyau - par définition, le point où ils disparaissent complètement.

La nature exacte de la matière superdense dans le noyau n'est toujours pas bien comprise. Alors que cette substance théorique est appelée neutronium dans la science-fiction et la littérature populaire, le terme "neutronium" est rarement utilisé dans les publications scientifiques, en raison de l'ambiguïté de son sens. Le terme "matière dégénératrice de neutrons" est parfois utilisé, mais pas de manière universelle, car il intègre des hypothèses sur la nature du matériau du noyau de l’étoile à neutrons. Le matériau du noyau en étoile Neutron pourrait être l’un des suivants:

  • un mélange superfluide de neutrons avec quelques protons et électrons;
  • un mélange de particules à haute énergie, comme des pions et des kaons, en plus des neutrons;
  • matière étrange incorporant des quarks plus lourds que les quarks de haut en bas; ou
  • question de quark non liée aux hadrons. (Une étoile compacte entièrement composée de matière étrange serait appelée une étoile étrange.)

Jusqu'à présent, cependant, les observations n'ont ni indiqué ni exclu de tels états de matière exotiques.

Des noyaux géants?

Une étoile à neutrons possède certaines des propriétés d’un noyau atomique, notamment sa densité et son contenu en nucléons. Dans les écrits scientifiques populaires, les étoiles à neutrons sont donc parfois décrites comme des noyaux géants. Cependant, les étoiles à neutrons et les noyaux atomiques sont assez différents à d'autres égards. En particulier, un noyau est maintenu par la force puissante, alors qu'une étoile à neutrons est maintenue par la gravité. Il est généralement plus utile de considérer des objets comme des étoiles.

Rotation

Les étoiles à neutrons tournent extrêmement rapidement après leur création, grâce à la conservation du moment cinétique. À l'instar de la vitesse croissante d'un patineur qui tire dans ses bras, la lente rotation du noyau de l'étoile d'origine s'accélère à mesure que celui-ci se contracte. Une étoile à neutrons nouveau-née peut tourner plusieurs fois par seconde. Parfois, lorsqu’elle gravite autour d’une étoile compagnon et qu’elle accumule de la matière, l’étoile à neutrons peut augmenter cette vitesse plusieurs centaines de fois par seconde, se déformant en une forme sphéroïde aplatie (renflement équatorial) malgré son immense gravité.

Au fil du temps, les étoiles à neutrons ralentissent car leurs champs magnétiques en rotation émettent de l'énergie. Les étoiles à neutrons plus anciennes peuvent prendre plusieurs secondes pour chaque révolution.

La vitesse à laquelle une étoile à neutrons ralentit sa rotation est généralement constante et très petit. Les taux observés sont compris entre 10-10 et 10-21 seconde pour chaque rotation. En d’autres termes, pour un taux de ralentissement typique de 10-15 secondes par rotation, une étoile à neutrons tournant actuellement une fois par seconde tournera une fois toutes les 1,000003 secondes après un siècle ou une fois toutes les 1,03 secondes après un million d'années.

Parfois, une étoile à neutrons Tournoiement en haut ou subir un problème, une augmentation rapide et inattendue de sa vitesse de rotation (de la même échelle extrêmement petite que le ralentissement constant). On pense que les défauts sont l’effet d’un "séisme stellaire": à mesure que la rotation de l’étoile ralentit, la forme devient plus sphérique. En raison de la rigidité de la croûte «neutronique», cela se produit de manière discrète lors de la rupture de la croûte, semblable aux tremblements de terre tectoniques. Après le séisme, l'étoile aura un rayon équatorial plus petit et, (du fait que le moment cinétique est conservé), la vitesse de rotation augmente.

Les étoiles à neutrons peuvent "pulser" en raison de l'accélération des particules près des pôles magnétiques, qui ne sont pas alignés sur l'axe de rotation de l'étoile. Grâce à des mécanismes non encore entièrement compris, ces particules produisent des faisceaux cohérents d’émissions radio. Les téléspectateurs externes voient ces faisceaux comme des impulsions de rayonnement chaque fois que le pôle magnétique balaie la ligne de mire. Les impulsions ont la même vitesse que la rotation de l'étoile à neutrons et paraissent donc périodiques. Ainsi, le nom "pulsar" est attribué à une étoile à neutrons émettant de telles impulsions.

L'étoile à neutrons à rotation la plus rapide actuellement connue, PSR J1748-2446C.E., Tourne à 716 tours par seconde.8 Un article récent a signalé la détection d'une oscillation de sursis de rayons X (une mesure indirecte du spin) à 1122 Hz de l'étoile à neutrons XTE J1739-285.9 Cependant, ce signal n'a été vu qu'une seule fois jusqu'à présent et doit être considéré comme provisoire jusqu'à ce qu'il soit confirmé par un nouveau sursaut de cette étoile.

Sous-types

  • Étoile à neutrons
    • Etoiles à neutrons silencieux
    • Etoiles à neutrons émettrices de radio
      • Pulsars simples - terme général désignant les étoiles à neutrons émettant des impulsions de rayonnement dirigées vers nous à intervalles réguliers (en raison de leurs champs magnétiques puissants).
        • Pulsar à rotation ("radio pulsar")
          • Magnetar - étoile à neutrons avec un champ magnétique extrêmement puissant (1 000 fois plus qu'une étoile à neutrons classique) et de longues périodes de rotation (cinq à 12 secondes).
            • Répéteur gamma doux
            • Pulsar anormal aux rayons x
      • Pulsars binaires
        • Pulsar alimenté par accrétion ("Pulsar à rayons X")
          • Séquence de rayons X - Étoile à neutrons avec un compagnon binaire de faible masse, à partir de laquelle la matière s'accumule, produisant des sursauts d'énergie irréguliers à la surface de l'étoile à neutrons.
          • Pulsar milliseconde ("Pulsar recyclé")
      • Quark Star - Type d'hypothèse actuellement hypothétique d'étoile à neutrons composée de matière de quarks ou de matière étrange. En février 2007, il y avait trois candidats.
      • Étoile avant l’étoile - type d’hypothèse actuellement hypothétique composée d’étoile à neutrons. En 2007, il n'y avait aucune preuve de l'existence de préons.

Voir également

  • Magnetar
  • Neutron
  • Pulsar
  • Quark
  • Étoile
  • Supernova
  • nain blanc

Remarques

  1. ↑ Calcul de la densité d'une étoile à neutrons NASA. Récupéré le 24 juin 2008.
  2. ↑ En général, les étoiles compactes de moins de 1,44 masse solaire, limite de Chandrasekhar, sont des naines blanches; au-dessus de deux à trois masses solaires (la limite Tolman-Oppenheimer-Volkoff), une étoile Quark pourrait être créée, mais cela reste incertain. Un effondrement gravitationnel se produira toujours sur toute étoile sur cinq masses solaires, produisant inévitablement un trou noir.
  3. ↑ James Chadwick (1932), Sur l'existence possible d'un neutron, La nature 129:312.
  4. ↑ Walter Baade et Fritz Zwicky (1933), Supernovae et rayons cosmiques, Phys. Tour. 46.
  5. ↑ A. Hewish et S. Okoye (1965), Mise en évidence d'une source inhabituelle de température de luminosité radio élevée dans la nébuleuse du Crabe, La nature 207:59.
  6. ↑ Samuel Okoye et Jocelyn Bell, qui ont partagé la découverte, n'ont pas reçu le prix.
  7. ↑ Etoiles à neutrons et pulsars NASA Goddard Space Flight Center. Récupéré le 24 juin 2008.
  8. ↑ Jason W. T. Hessels, et al. (2006), Radio Pulsar tournant à 716 Hz, récupéré le 24 juin 2008.
  9. ↑ P. Kaaret, et al. (2007), preuve des oscillations en rafale de rayons X à 1122 Hz du transiteur XTE à rayons X à impulsions Neutron Star J1739-285 Le journal astrophysique 657 (2): L97-L100. Récupéré le 24 juin 2008.

Les références

  • Camenzind, M. 2007. Objets compacts en astrophysique: nains blancs, étoiles à neutrons et trous noirs. Bibliothèque d'astronomie et d'astrophysique. Berlin: Springer. ISBN 978-3540257707
  • Glendenning, Norman K. 2000. Étoiles compactes: physique nucléaire, physique des particules et relativité générale2e éd. Bibliothèque d'astronomie et d'astrophysique. New York: Springer. ISBN 0387989773
  • Haensel, P., A.Y. Potekhin, et D.G. Yakovlev. 2006. Etoiles à neutrons 1: équation d'état et structure. Bibliothèque d'astrophysique et de sciences spatiales. New York: Springer. ISBN 0387335439
  • Kaaret, P. et al. 2007. Preuve des oscillations de rafale de rayons X à 1122 Hz provenant du transitoire de rayons X à neutrons étoiles XTE J1739-285 Le journal astrophysique 657 (2): L97-L100. Récupéré le 24 juin 2008.

Liens externes

Tous les liens ont été récupérés le 16 novembre 2018.

  • Introduction aux étoiles à neutrons
  • La NASA découvre la structure cachée d'une étoile à neutrons dans Starquake SpaceDaily.com.

Pin
Send
Share
Send