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Étoile à neutrons
Une étoile à neutrons est le cœur d’une étoile massive effondré lors d’une supernova : environ 1,4 à 2 masses solaires comprimées dans une sphère d’une vingtaine de kilomètres. C’est l’objet le plus dense connu après le trou noir.
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Imaginez la masse du Soleil tassée dans une ville comme Paris. Une cuillère à café de matière d’étoile à neutrons pèserait environ un milliard de tonnes sur Terre. Ces astres extrêmes, prédits dans les années 1930 et découverts en 1967 sous la forme de pulsars, sont des laboratoires uniques pour la physique nucléaire, la relativité et l’origine des éléments lourds.
Comment naît une étoile à neutrons ?
Une étoile de plus de 8 masses solaires environ termine sa vie en fusionnant des éléments de plus en plus lourds jusqu’au fer. Le cœur de fer, qui ne peut plus produire d’énergie, s’effondre en une fraction de seconde. La pression écrase les électrons sur les protons, qui se transforment en neutrons en libérant une énorme bouffée de neutrinos. L’effondrement s’arrête brutalement quand les neutrons sont serrés au contact : les couches externes rebondissent et sont expulsées dans une supernova.
Si le cœur restant dépasse environ 2 à 3 masses solaires, même les neutrons ne résistent pas et il se forme un trou noir. En dessous de 1,4 masse solaire environ (limite de Chandrasekhar), l’étoile finit en naine blanche.
Une étoile à neutrons en chiffres
| Caractéristique | Valeur typique |
|---|---|
| Masse | 1,2 à 2,1 masses solaires environ pour celles mesurées |
| Diamètre | environ 20 à 25 km |
| Densité | de l’ordre de 10^17 kg/m³, celle d’un noyau atomique |
| Gravité en surface | environ 100 milliards de fois celle de la Terre |
| Vitesse de libération | environ un tiers à la moitié de la vitesse de la lumière |
| Rotation | de quelques secondes à plus de 700 tours par seconde |
| Champ magnétique | jusqu’à mille milliards de fois celui de la Terre, davantage pour les magnétars |
| Température de surface (jeune) | environ un million de degrés |
Structure interne
- L’atmosphère : une couche de quelques centimètres de plasma.
- La croûte externe : un réseau cristallin de noyaux atomiques riches en neutrons, plongés dans des électrons, sur environ un kilomètre.
- La croûte interne : des noyaux de plus en plus déformés, mêlés à des neutrons libres.
- Le noyau : un fluide de neutrons, avec quelques protons et électrons, probablement superfluide. La nature du cœur central reste inconnue : on y envisage des particules exotiques, voire de la matière de quarks.
Une découverte en deux temps
Dès 1934, deux ans après la découverte du neutron, Walter Baade et Fritz Zwicky proposent que les supernovas transforment des étoiles ordinaires en étoiles à neutrons. L’idée reste spéculative pendant plus de trente ans.
En 1967, Jocelyn Bell, doctorante à Cambridge, détecte un signal radio pulsé d’une régularité parfaite : c’est le premier pulsar, rapidement identifié à une étoile à neutrons en rotation. La découverte d’un pulsar au centre de la nébuleuse du Crabe, vestige de la supernova de 1054, confirme le lien avec les supernovas.
Les différentes familles
| Type | Caractéristique |
|---|---|
| Pulsar radio | Émet des faisceaux qui balaient la Terre à chaque rotation |
| Pulsar milliseconde | « Recyclé » par l’accrétion de matière d’un compagnon, tourne des centaines de fois par seconde |
| Magnétar | Champ magnétique extrême, sursauts de rayons X et gamma |
| Binaire X | Arrache la matière d’une étoile compagne, qui chauffe et émet des rayons X |
Collisions et origine de l’or
Le 17 août 2017, les détecteurs d’ondes gravitationnelles LIGO et Virgo ont enregistré pour la première fois la fusion de deux étoiles à neutrons (événement GW170817), à environ 130 millions d’années-lumière. Les télescopes du monde entier ont ensuite observé l’éclair lumineux, ou kilonova, qui a suivi. Son spectre a montré la production d’éléments lourds : une part importante de l’or, du platine et des terres rares de l’Univers proviendrait de ces collisions.
Questions fréquentes
Quelle est la différence entre une étoile à neutrons et un trou noir ?
Une étoile à neutrons a une surface et la matière y est retenue par la pression des neutrons. Dans un trou noir, plus massif, rien n’arrête l’effondrement et même la lumière ne peut s’échapper.
Combien y a-t-il d’étoiles à neutrons dans la Voie lactée ?
On estime qu’il y en a des centaines de millions, mais seules quelques milliers sont connues, principalement sous forme de pulsars.
Quelle est l’étoile à neutrons la plus proche ?
Les plus proches connues sont situées à quelques centaines d’années-lumière, comme RX J1856.5-3754, à environ 400 années-lumière. Elles sont très difficiles à repérer, car elles émettent peu de lumière visible.