Neutroninės žvaigždės ir pulsarai

Étoiles à neutrons et pulsars

Vestiges denses et rapidement tournants, formés après certaines explosions de supernova, émettant des faisceaux de rayonnement

Lorsque les étoiles massives atteignent la fin de leur vie par une supernova par effondrement du noyau, leurs noyaux peuvent se contracter en objets extrêmement denses appelés étoiles à neutrons. Ces vestiges présentent une densité dépassant celle du noyau atomique, contenant une masse solaire dans une sphère d'environ la taille d'une ville. Parmi ces étoiles à neutrons, certaines tournent rapidement et possèdent de puissants champs magnétiques — les pulsars, qui émettent des faisceaux de rayonnement balayants, observables depuis la Terre. Cet article traite de la formation des étoiles à neutrons et des pulsars, de leurs particularités dans l'espace cosmique et de la manière dont leur rayonnement énergétique nous permet d'étudier la physique extrême aux limites de la matière.

1. Susidarymas po supernovos

1.1 Effondrement du noyau et « neutronisation »

Les étoiles de masse élevée (> 8–10 M⊙) forment finalement un noyau de fer qui ne peut plus soutenir la synthèse exothermique. Lorsque la masse du noyau approche ou dépasse la limite de Chandrasekhar (~1,4 M⊙), la pression de dégénérescence des électrons ne contrebalance plus la gravité, provoquant un effondrement du noyau. En quelques millisecondes seulement :

  1. Le noyau en effondrement comprime les protons et les électrons en neutrons (par désintégration bêta inverse).
  2. La pression de dégénérescence des neutrons arrête l'effondrement ultérieur si la masse du noyau reste inférieure à environ 2–3 M⊙.
  3. Le rebond survenu ou l'onde de choc propulsée par les neutrinos expulse les couches externes de l'étoile dans l'espace, provoquant une supernova par effondrement du noyau [1,2].

Le centre reste une étoile à neutrons – un objet extrêmement dense, généralement d'un rayon d'environ 10 à 12 km, ayant une masse de 1 à 2 fois celle du Soleil.

1.2 Masse et équation d'état

La limite précise de masse d'une étoile à neutrons (appelée limite « Tolman–Oppenheimer–Volkoff ») n'est pas exactement connue, mais se situe généralement entre 2 et 2,3 M⊙. Au-delà de cette limite, le noyau continue de s'effondrer en une trou noir. La structure des étoiles à neutrons dépend de la physique nucléaire et de l'équation d'état de la matière ultradense – un domaine de recherche actif qui relie astrophysique et physique nucléaire [3].

2. Structure et composition

2.1 Couches des étoiles à neutrons

Les étoiles à neutrons ont une structure stratifiée :

  • Croûte externe : Composée d'un réseau de noyaux et d'électrons dégénérés, jusqu'à la densité dite de goutte de neutrons.
  • Croûte interne : Matière enrichie en neutrons, où peuvent exister des phases de « pâtes nucléaires ».
  • Noyau : Principalement des neutrons (et peut-être des particules exotiques, comme des hyperons ou des quarks), présents à une densité supranucléaire.

La densité peut dépasser 1014 g cm-3 dans le noyau – aussi élevés ou plus que ceux du noyau atomique.

2.2 Champs magnétiques extrêmement puissants

De nombreuses étoiles à neutrons possèdent des champs magnétiques bien plus puissants que ceux des étoiles typiques de la séquence principale. Lors de l'effondrement de l'étoile, le flux magnétique se comprime, augmentant la force du champ jusqu'à 108–1015 G. Les champs les plus forts se trouvent dans les magnétars, capables de provoquer de violentes éruptions ou des « tremblements d'étoile » (starquakes). Même les étoiles à neutrons « ordinaires » ont généralement des champs de 109–12 G [4,5].

2.3 Rotation rapide

Le principe de conservation du moment cinétique lors de l'effondrement accélère la rotation de l'étoile à neutrons. Ainsi, de nombreuses étoiles à neutrons nouvellement formées tournent avec des périodes de millisecondes ou de secondes. Avec le temps, la force de freinage magnétique et les flux peuvent ralentir cette rotation, mais les jeunes étoiles à neutrons peuvent démarrer comme des « pulsars millisecondes » ou se régénérer dans des systèmes binaires en accaparant de la masse.

3. Pulsars : phares cosmiques

3.1 Phénomène du pulsar

Pulsar – c'est une étoile à neutrons en rotation dont l'axe magnétique et l'axe de rotation ne coïncident pas. Un champ magnétique intense et une rotation rapide génèrent des faisceaux de rayonnement (ondes radio, lumière visible, rayons X ou gamma) émis aux pôles magnétiques. Lorsque l'étoile tourne, ces faisceaux balaient la Terre comme un faisceau de phare, créant des pulsations à chaque rotation [6].

3.2 Types de pulsars

  • Pulsars radio : Ils émettent principalement dans la gamme radio, caractérisés par des périodes de rotation très stables allant d'environ ~1,4 ms à plusieurs secondes.
  • Pulsars X : Souvent présents dans des systèmes binaires où une étoile à neutrons accrète de la matière de son étoile compagne, générant des rayons X ou des pulsations.
  • Pulsars millisecondes : Très rapides (périodes de quelques millisecondes), souvent « recyclés » par accrétion depuis une compagne binaire. Ce sont parmi les horloges cosmiques les plus précises connues.

3.3 Ralentissement de la rotation des pulsars

Les pulsars perdent leur énergie de rotation via des freins électromagnétiques (rayonnement dipolaire, vent) et ralentissent progressivement. Leurs périodes s'allongent sur des millions d'années, jusqu'à ce que le rayonnement devienne trop faible pour être détecté, atteignant la dite « limite de mort des pulsars ». Certains pulsars restent actifs dans la phase de « nébuleuse de vent de pulsar », continuant à fournir de l'énergie à la matière environnante.

4. Binaires d'étoiles à neutrons et phénomènes particuliers

4.1 Binaires à rayons X

Dans les binaires à rayons X, une étoile à neutrons accrète de la matière de son étoile compagne proche. La matière tombante forme un disque d'accrétion qui émet des rayons X. Parfois, des sursauts lumineux intermittents (transitoires) se produisent si des instabilités apparaissent dans le disque. L'observation de ces sources X brillantes permet de déterminer les masses des étoiles à neutrons, leur fréquence de rotation et d'étudier la physique de l'accrétion [7].

4.2 Systèmes pulsar-compagnon

Les pulsars binaires, dont le second membre est une autre étoile à neutrons ou une naine blanche, ont fourni des tests essentiels de la relativité générale, notamment en mesurant la décroissance orbitale due à l'émission d'ondes gravitationnelles. Le système binaire d'étoiles à neutrons PSR B1913+16 (pulsar de Hulse–Taylor) a fourni la première preuve indirecte de l'existence des ondes gravitationnelles. Des découvertes plus récentes, comme le « pulsar double » (PSR J0737−3039), affinent encore les théories de la gravité.

4.3 Fusions et ondes gravitationnelles

Lorsque deux étoiles à neutrons s'approchent en spirale l'une de l'autre, elles peuvent provoquer une kilonova et émettre de puissantes ondes gravitationnelles. La détection remarquable de GW170817 en 2017 a confirmé la fusion d'un système binaire d'étoiles à neutrons, correspondant à une kilonova observée dans plusieurs longueurs d'onde. Ces fusions peuvent également créer les éléments les plus lourds (par exemple, l'or ou le platine) via la nucléosynthèse du processus r, soulignant les étoiles à neutrons comme des « vaches cosmiques » [8,9].

5. Impact sur les environnements galactiques

5.1 Restes de supernova et nébuleuses de vent de pulsar

La naissance des étoiles à neutrons lors d'une supernova par effondrement du noyau laisse une restante de supernova – des enveloppes de matière éjectée en expansion ainsi qu'un front de choc. Une étoile à neutrons en rotation rapide peut créer un nébuleuse de vent de pulsar (par exemple, le nébuleuse du Crabe), où des particules relativistes du pulsar fournissent de l'énergie au gaz environnant, émise par rayonnement synchrotron.

5.2 Dispersion des éléments plus lourds

La formation des étoiles à neutrons lors d'explosions de supernova ou de fusions d'étoiles à neutrons libère de nouveaux isotopes d'éléments plus lourds (par ex., strontium, baryum et éléments encore plus lourds). Cet enrichissement chimique pénètre dans le milieu interstellaire, s'incorporant ensuite aux futures générations d'étoiles et aux corps planétaires.

5.3 Énergie et rétroactions

Les pulsars actifs émettent des vents de particules puissants et des champs magnétiques qui peuvent gonfler des bulles cosmiques, accélérer les rayons cosmiques et ioniser les gaz locaux. Les magnétars, avec des champs particulièrement extrêmes, peuvent provoquer d'énormes éclairs perturbant parfois le milieu interstellaire proche. Ainsi, les étoiles à neutrons continuent longtemps après l'explosion initiale de supernova à façonner leur environnement.

6. Signes observés et directions de recherche

6.1 Recherche de pulsars

Les radiotélescopes (par ex., Arecibo, Parkes, FAST) ont historiquement balayé le ciel à la recherche d'impulsions radio périodiques de pulsars. Les réseaux modernes de télescopes et les observations en domaine temporel permettent de découvrir des pulsars millisecondes, étudiant la population galactique. Les observatoires de rayons X et gamma (par ex., Chandra, Fermi) détectent des pulsars et magnétars à haute énergie.

6.2 NICER et réseaux de chronométrie

Les missions spatiales telles que NICER (« Neutron star Interior Composition Explorer »), installée sur la SSI (Station spatiale internationale), mesurent les pulsations X des étoiles à neutrons, affinant les contraintes sur leur masse et leur rayon afin de comprendre leur équation d'état interne. Les réseaux de chronométrie des pulsars (PTA) combinent des pulsars millisecondes stables pour détecter des ondes gravitationnelles à basse fréquence issues de systèmes binaires de trous noirs supermassifs à grande échelle cosmique.

6.3 Importance des observations multi-ondes

Détections de neutrinos et d'ondes gravitationnelles dans de futures supernovae ou fusions d'étoiles à neutrons pourraient révéler directement les conditions de formation des étoiles à neutrons. L'observation d'événements de kilonovae ou de flux de neutrinos de supernova fournit des données uniques sur les propriétés de la matière nucléaire à des densités extrêmes, reliant l'astrophysique à la physique fondamentale des particules.

7. Conclusions et perspectives d'avenir

Étoiles à neutrons et pulsars – ce sont parmi les résultats extrêmes de l'évolution stellaire : après l'effondrement d'étoiles massives, se forment des restes compacts d'environ 10 km de diamètre, mais dont la masse dépasse souvent celle du Soleil. Ces restes possèdent des champs magnétiques très puissants et une rotation rapide, se manifestant par des pulsars émettant dans un large spectre électromagnétique. Leur formation lors d'explosions de supernova enrichit les galaxies en nouveaux éléments et en énergie, influençant la formation des étoiles et la structure du milieu interstellaire.

Des fusions de deux étoiles à neutrons, générant des ondes gravitationnelles, aux sursauts des magnétars capables d'éclipser instantanément des galaxies entières dans le domaine des rayons gamma, les étoiles à neutrons restent à la pointe de la recherche en astrophysique. Des télescopes avancés et des réseaux de chronométrage révèlent de plus en plus les subtilités de la géométrie du rayonnement des pulsars, de leur structure interne et des événements de fusion à court terme – reliant les extrêmes cosmiques à la physique fondamentale. À travers ces vestiges impressionnants, nous observons les derniers chapitres de la vie des étoiles massives et voyons comment la mort peut déclencher des phénomènes lumineux et façonner l'environnement cosmique pendant des époques entières.

Sources et lectures complémentaires

  1. Baade, W., & Zwicky, F. (1934). « Sur les supernovae. » Proceedings of the National Academy of Sciences, 20, 254–259.
  2. Oppenheimer, J. R., & Volkov, G. M. (1939). « Sur les noyaux massifs de neutrons. » Physical Review, 55, 374–381.
  3. Shapiro, S. L., & Teukolsky, S. A. (1983). Black Holes, White Dwarfs, and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects. Wiley-Interscience.
  4. Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). « Formation d'étoiles à neutrons très fortement magnétisées : implications pour les sursauts gamma. » The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  5. Gold, T. (1968). « Les étoiles à neutrons en rotation comme origine des sources radio pulsantes. » Nature, 218, 731–732.
  6. Manchester, R. N. (2004). « Les pulsars et leur place en astrophysique. » Science, 304, 542–545.
  7. Lewin, W. H. G., van Paradijs, J., & van den Heuvel, E. P. J. (eds.). (1995). X-ray Binaries. Cambridge University Press.
  8. Abbott, B. P., et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration) (2017). « GW170817 : Observation des ondes gravitationnelles issues de l'inspirale d'un système binaire d'étoiles à neutrons. » Physical Review Letters, 119, 161101.
  9. Drout, M. R., et al. (2017). « Courbes de lumière de la fusion d'étoiles à neutrons GW170817/SSS17a. » Science, 358, 1570–1574.
  10. Demorest, P. B., et al. (2010). « Une étoile à neutrons de deux masses solaires mesurée grâce au retard de Shapiro. » Nature, 467, 1081–1083.
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