Les étoiles à Neutrons.

Les étoiles naissent dans d'immense nuages de gaz et de poussieres. Alimentées par la fusion nucleaire, elles brulent de l'hydrogène et le transforme en hélium, liberant ainsi une prodigieuse quantité de lumiere et de chaleur. Elles sont soumisent a une lutte inscecente entre la fusion nucleaire qui tend a pousser la matiere vers l'exterieure, et la gravité qui tend a les faire s'effondrer sur elles memes.

Les étoiles d'une masse supérieure à 12 masses solaires sont assez chaudes pour que les réactions de fusion thermonucléaire conduisent à la formation de nickel 56 par fusion du silicium. Lorsque le silicium central a complètement été transformé en fer et en nickel 56, il reste un noyau de nickel 56 et de fer inerte entouré par une couche de silicium toujours en réaction. Le noyau inerte se contracte, le nombre d’électrons chute rapidement jusqu'à atteindre la pression de dégénérescence des électrons, et constitue un corps dégénéré dont la masse de Chandrasekhar est d'environ 1,4 masse solaire (1,39 masses solaire etant la limite appelé "limite de Chandrasekhar"). La gravité se retrouve alors sans obstacle et l’astre continue à s’effondrer sur lui-même. La fusion du silicium continue d'apporter du nickel, qui se dépose sur le corps et devient dégénéré à son tour.

Lorsque la masse accumulée dépasse la limite de Chandrasekhar, l'effondrement gravitationnel se produit et la supernova commence.

A l'interieure d'une supernova le noyau de fer implose et passe de la taille de la terre a celui d une petite ville. a ce moment la gravité devient si forte que les electons et les protons fusionnent pour donner des neutrons. pour shematiser ; le vide a l'interieure des atomes disparait pour resserer encore les Neutrons jusqu' a ce que se ne soit plus possible, (c'est le principe d'exclusion de Pauli, qui dit que deux particules ne peuvent pas etre au meme endroit en meme temps) et ne laisser qu'une "boule de neutrons", un objet extrement dense appelé "une étoile a Neutrons", une étoile à neutrons d'un diamètre de quelques dizaines de kilomètres et contenant au moins 1,5 fois la masse du soleil, la matière qui la compose étant tellement comprimée que le contenu d'une cuillère à café pèserait environ cent millions de tonnes sur Terre. .

Une étoile à Neutrons est le noyau ultra dense d'une étoile massive qui a explosé en supernova.

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, les naines blanches sont le résulta de l'éffondrement d'une étoile en supernova, dont la masse "residuelle" est inferieur a 1,39 masses solaire (limite de Chandrasekhar). 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.

Alors que le diamètre typique d’une naine blanche est de 10 000 kilomètres, une étoile à neutrons a une taille de l’ordre de quelques dizaines de kilomètres.

Un diamètre 1000 fois plus petit signifie, à masse égale, une concentration de matière un milliard de fois plus forte. La densité moyenne d’une étoile à neutrons est ainsi d’un million de milliards de fois celle de l’eau. Un centimètre cube de sa matière aurait une masse de 1000 millions de tonnes.

Comme vu precedement une étoile a Neutrons contient principalement des Neutrons mais pas uniquement, elle contient également des Electrons et des Protons, chargés electriquement, et ainsi l'étoile a Neutrons possede un puissant champs magnetique. Ce champs magnetique n'est pas forcement aligné avec l'axe de rotation de l'étoile. Le champs magnétique "balaye" le ciel en emetant regulierrement des salves electromagnetiques, ce signal intermitant tel une pulsation a donné le nom "Pulsar"

Un pulsar est une étoile à Neutrons en rotation. c'est le vestige du coeur d'une étoile qui a explosée en une Supernova.

Une étoile à neutrons est une étoile dont l'émission se fait presque exclusivement en rayonnement X, et très peu en visible ou en ondes hertziennes.

Si l'étoile résultante de la supernova est une étoile de masse superieure, masse comprise entre 1,5 et 3 masses solaire (limite incertaine estimer entre 2,2 et 2,7 masses solaires, cette zone mal déffinie s'appel "limite d'oppenheimer-Volkoff), elle aura une gravité assez puissante pour briser les Neutrons, le resultat sera un trou noir.

Les étoiles à Neutrons

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