Africa-Press – Gabon. Au cœur de l’Univers, les étoiles à neutrons se révèlent être parmi les objets les plus denses, surpassées uniquement par les trous noirs. Explorez les secrets de ces fascinantes reliques cosmiques.
L’Univers est empli de plusieurs objets célestes, tous aussi fascinants et mystérieux les uns que les autres. Parmi eux on compte notamment les trous noirs, les galaxies, les exoplanètes, mais aussi des étoiles de toutes tailles et de tout genre dont un type d’étoile qui impressionne les scientifiques par ses caractéristiques: l’étoile à neutrons.
Qu’est-ce qu’une étoile à neutrons ?
Les étoiles à neutrons ne sont autres que des cadavres stellaires d’étoiles très massives, pesant entre 8 et 40 masses solaires. Quand ces étoiles se retrouvent privées du combustible nécessaire à la poursuite des réactions nucléaires en leur sein, elles explosent en supernovæ dites à effondrement de cœur.
Leur noyau se retrouve alors comprimé jusqu’à former un cœur hyper-dense. Celui-ci est uniquement composé de neutrons et ne dépasse pas la taille d’une grande ville, soit environ 10 kilomètres de rayon.
La masse typique d’une étoile à neutrons est de l’ordre de 1,4 masses solaires. Ce qui avoisine donc la masse du Soleil, mais contenue dans une zone avec un rayon près de 100 000 fois plus petit que celui de l’astre du jour ! En résulte une énergie gravitationnelle fantastique…
Une étoile à neutrons possède cinq « couches »
La densité des neutrons varie de seulement quelques g/cm3 en surface (faible pression) à plus de 1015 g/cm3 au centre de l’étoile (pression écrasante). Une étoile à neutrons se divise en cinq zones distinctes: l’atmosphère et les quatre régions internes que sont les croûtes interne et externe et les cœurs interne et externe.
Ladite atmosphère se compose d’une fine couche de plasma (entre quelques millimètres et une dizaine de centimètres) d’où sont émis les rayonnements aussi bien en radio qu’en infrarouge, en optique, en ultraviolet, en rayons X ou même en rayons gamma, recueillis par les astronomes.
Ceux-ci peuvent en tirer des informations cruciales quant à sa température et sa gravité de surface, sa composition chimique ou son champ magnétique. Après l’atmosphère vient la croûte externe, épaisse de quelques centaines de mètres, suivie de la croûte interne, qui fait près de 1 kilomètre. Enfin, les deux parties qui forment le cœur de l’astre s’étendent sur plusieurs kilomètres chacune.
Étoile à neutrons: du concept à l’observation
Le concept d’étoile à neutrons est proposé pour la première fois en décembre 1933 par le physicien Fritz Zwicky (1898-1974) et l’astronome Wilhelm Baade (1893-1960), lors d’une réunion de la Société américaine de physique à l’université de Stanford. Dans un résumé de leur communication paru en 1934, ils concluent: « les supernovæ représentent des transitions entre les étoiles ordinaires et les étoiles à neutrons, qui dans leur état final sont constituées de neutrons extrêmement tassés ».
Plus de 30 ans plus tard, en août 1967, l’étudiante Jocelyn Bell détecte dans les données d’un radiotélescope fort de 2048 antennes un signal sortant de l’ordinaire par sa formidable régularité. D’autres observations obtenues à la fin de l’année 1968 viendront confirmer l’existence d’étoiles à neutrons en rotation rapide comme celle découverte par Bell: les pulsars.
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