vignette|RX J1856.5-3754, une étoile à neutrons isolée proche du Système solaire, dont l'émission de surface est vue par le télescope spatial Hubble.
Une étoile à neutrons est un astre principalement composé de neutrons maintenus ensemble par les forces de gravitation. De tels objets sont le résidu compact issu de l'effondrement gravitationnel du cœur de certaines étoiles massives lorsque celles-ci ont épuisé leur combustible nucléaire.
Une étoile à neutrons est le noyau effondré d’une étoile supergéante massive, ou supernova à effondrement de cœur, qui avait une masse totale comprise entre 8 et .
L'étoile à neutrons est souvent comparée à un noyau atomique géant, composé aussi de nucléons et dont la densité est comparable. Cependant, elle est aussi très différente : sa cohésion est due à la gravitation plutôt qu'à l'interaction forte qui a plutôt un rôle répulsif à cette densité, empêchant l'étoile de s'effondrer davantage.. De plus, une étoile à neutron est structurée en couches de composition et de densité différentes, contrairement à un noyau atomique.
Une étoile à neutrons peut présenter différents aspects. Si elle tourne rapidement sur elle-même et qu'elle possède un puissant champ magnétique, elle projette alors le long de son axe magnétique un mince pinceau traversant ou pas de radiations, et un observateur placé approximativement dans la direction de cet axe observera une émission pulsée par un effet de phare, appelée pour cette raison pulsar. Une étoile à neutrons située dans un système binaire peut arracher de la matière à son étoile compagnon et donner lieu à une émission pulsée ou continue dans le domaine des rayons X et gamma. Isolée et sans son émission pulsée, une étoile à neutrons est nettement plus difficile à détecter car seule l'émission thermique de sa surface est éventuellement décelable. Il est également possible de repérer une coalescence de deux étoiles à neutrons ou d'une étoile à neutrons avec un trou noir grâce aux ondes gravitationnelles.
Près de à neutrons sont connues en 2019, la majeure partie étant détectée sous la forme de pulsarsCatalogue SIMBAD., l'autre sous la forme de sources de rayons X (principalement binaires X ou plus rarement par leur émission de surface). Leur étude permet de reconstituer certains aspects de la physique des étoiles à neutrons.
Historique
Le concept d'étoiles à neutrons est né immédiatement après la découverte du neutron en 1932 par James Chadwick. Le physicien Lev Landau proposa alors qu'il puisse exister des astres presque entièrement composés de neutrons et dont la structure serait déterminée par un effet de mécanique quantique appelé pression de dégénérescence, à l'instar d'une autre classe d'astres, les naines blanches dont la structure est déterminée par la pression de dégénérescence des électrons. Deux ans plus tard, en 1934, les astronomes Walter Baade et Fritz Zwicky eurent l'intuition que le passage d'une étoile ordinaire hypermassive à une étoile à neutrons libérerait une quantité considérable d'énergie et donc de rayonnement électromagnétique, donnant l'illusion de l'allumage d'un astre nouveau. Ils proposèrent alors le terme de « super-nova » pour décrire ce phénomène, par opposition au phénomène de nova bien documenté et largement moins énergétique., terme finalement transformé en « supernova ».
L'étude des étoiles à neutrons n'a pris son essor qu'à partir de leur phénomène d'émission pulsée les révélant sous la forme de pulsar. Le premier pulsar découvert fut en 1967, par Jocelyn Bell, alors étudiante d'Antony Hewish. Le lien entre pulsar et étoiles à neutrons fut fait presque immédiatement par l'identification d'un pulsar au sein de la Nébuleuse du Crabe, le rémanent de la supernova historique , prouvant ainsi que les étoiles à neutrons étaient effectivement produites lors de l'explosion de supernovæ. Par la suite, de nombreux autres pulsars furent découverts au sein de rémanents de supernovæ. Cependant, la durée de vie d'un rémanent de supernova avant sa dispersion dans le milieu interstellaire est nettement plus brève que la durée pendant laquelle l'émission pulsée de l'étoile à neutrons est observable. Aussi la plupart des pulsars ne sont pas associés à un rémanentSans compter le fait que l'explosion d'une supernova n'étant pas symétrique, le pulsar est en général animé d'une vitesse de quelques centaines de kilomètres par seconde par rapport au centre de masse du rémanent, dont ils finissent par sortir une fois la matière du rémanent suffisamment ralentie par le milieu interstellaire : même si le rémanent gardait une identité sur des durées plus longues, les pulsars âgés finiraient par en sortir..
Formation Une étoile à neutrons se forme à la suite de l'effondrement d'une étoile ayant une masse trop grande pour se transformer en une naine blanche, mais trop petite pour donner naissance à un trou noir. Quand l'hydrogène, l'hélium, le carbone, le néon, l'oxygène et le silicium ont accompli une majeure partie de leur fusion nucléaire, l'étoile est principalement constituée de fer (incapable de fusionner), la pression ne peut plus équilibrer la gravité : le noyau de l'étoile se contracte, ses constituants se transforment en neutrons et l'on atteint un nouvel équilibre pression-gravité. L'équilibre résulte de la pression de l'interaction forte entre les nucléons, qui est répulsive à ce niveau de densité.
L'effondrement s'accompagne d'une explosion des couches externes de l'étoile, qui sont complètement disloquées et rendues au milieu interstellaire, phénomène appelé supernova. Le résidu compact n'a d'étoile que le nom : il n'est plus le siège de réactions nucléaires et sa structure est radicalement différente de celle d'une étoile ordinaire. Sa masse volumique est en effet extraordinairement élevée, de l'ordre de mille milliards de tonnes par litre, et sa masse comprise dans une fourchette très étroite, entre 1,4 et la masse du Soleil (voir masse de Chandrasekhar). Ainsi, une étoile à neutrons est une boule de seulement 20 à de diamètre.
À leur naissance, les étoiles à neutrons sont dotées d'une vitesse de rotation très élevée, de plusieurs dizaines de tours par seconde. Elles possèdent également un champ magnétique très intense, allant jusqu'à . Leur intérieur est également très atypique, étant principalement composé de neutrons à l'état superfluide et en proportions plus modestes, de protons et d'électrons. Le milieu est supraconducteur. La région la plus centrale d'une étoile à neutrons est actuellement mal connue du fait de sa densité très élevée. Elle peut être composée de neutrons ou de formes de matière plus exotiques ; c'est en fait un état inconnu non actuellement déterminé en physique.
Structure
thumb|upright=1.5|Structure d'une étoile à neutrons. Les densités sont exprimées en termes de ρ, la densité de saturation de la matière nucléaire (quand les nucléons sont en contact) : . Comme dans tout astre, la densité d'une étoile à neutrons augmente à mesure que l'on s'approche du centre. On distingue ainsi dans une étoile à neutrons plusieurs couches, selon la densité et les propriétés de la matière qui les compose. À la surface, on parle d’atmosphère ou plus rarement d’océan pour désigner la couche de quelques centimètres à près d'un mètre où la matière est partiellement ou quasiment liquide, bien que de densité très élevée. En dessous existe la croûte externe, composée de la même matière que l'intérieur d'une naine blanche, c'est-à-dire des noyaux atomiques très fortement ou totalement ionisés et d'électrons libres. Quand la densité augmente, sont favorisées des réactions de fusion entre protons des noyaux atomiques et électrons libres qui forment des neutrons. Ceci a pour conséquence d'enrichir les noyaux atomiques en neutrons par rapport à leur état à basse densité. Ainsi peuvent se former des noyaux atomiques étranges tels le (à ), du (à ), puis du (à ). Au-delà d'une densité de , les noyaux deviennent trop riches en neutrons. Une partie de leurs neutrons s'échappe des noyaux, en formant un fluide supplémentaire. La matière est donc composée de noyaux très riches en neutrons, d'électrons de moins en moins nombreux et de neutrons libres. C'est la croûte interne. Au-delà d'une densité de , les noyaux atomiques achèvent de se dissoudre. On a alors un mélange de fluides de neutrons, protons et électrons, ces derniers étant nettement minoritaires par rapport aux neutrons. Des muons peuvent également être présents en sus des électrons. Cette région est appelée noyau externe. Si la densité centrale dépasse les , il devient difficile voire impossible de connaître avec précision l'état de la matière. On est alors dans la région du noyau interne. Les modifications tiennent essentiellement à une réorganisation des constituants internes des neutrons et des protons, appelés quarks. Ces particules existent dans les protons et neutrons sous deux formes, appelées u (de l'anglais « », doté d'une charge électrique égale aux 2/3 de celle du proton) et d (pour « », charge électrique de -1/3). Un proton possède trois quarks uud et un neutron trois quarks udd. Il est possible qu'à très haute densité d'autres états de quarks puissent exister de façon stable, comme sous la forme de condensats de pions ou de kaons (possédant chacun un quark et un antiquark), et un plasma de quarks libres de gluons (les gluons sont les particules véhiculant l'interaction forte, à laquelle sont soumis les quarks). Il est également possible qu'un autre type de quark, dit s (pour l'anglais , « étrange ») existe dans des combinaisons de trois quarks, on parle alors d'hypérons. De telles configurations sont parfois appelées étoile étrange (quand le quark s joue un rôle) ou étoile à quarks (quand une phase de quarks libres se développe).
Il n'est bien sûr pas possible d'avoir un accès direct aux régions internes des étoiles à neutrons. Cependant, certaines propriétés peuvent être mises en évidence par l'observation, comme la mesure de la masse, du rayon d'une étoile à neutrons, ou d'une combinaison de ces deux quantités.
D'autres phénomènes, comme le ralentissement des pulsars, et de brusques variations de leur vitesse angulaire (appelés ) permettent également de déterminer l'ordre de grandeur de leur champ magnétique, ainsi que de prouver que leur intérieur est superfluide.
Les étoiles à neutrons sont des objets extrêmement sphériques. Le champ de gravitation est si intense que les montagnes ne peuvent pas excéder quelques centimètres de hauteur sous peine de s'effondrer sous leur poids.. Dans le cas d'étoiles binaires, il est envisagé que des montagnes entre 10 centimètres et 1 mètre de hauteur se forment et soient stabilisées aux pôles magnétiques de l'étoile à neutron..
Structure interne
La croûte La croûte d'une étoile à neutrons correspond à la région principalement composée de noyaux atomiques.
État fondamental de la matière dense (croûte externe) Un aperçu de la structure de la croûte peut être donné en calculant l'état de plus basse énergie de la matière à basse ou haute pression. Tant que celle-ci n'est pas trop élevée (voir ci-dessous), l'état le plus stable est a priori un solide cristallin de noyaux atomiques tous identiques, du fer 56. Sous sa forme la plus compacte, le cristal est de type cubique centré (masse volumique de à pression nulle). À mesure que la pression augmente, la composition du noyau le plus stable est susceptible de changer, principalement pour la raison suivante : si l'on considère une maille élémentaire du cristal, celui-ci contient un noyau, possédant Z protons et A nucléons, ainsi que Z électrons (pas nécessairement liés au noyau, celui-ci étant susceptible d'être ionisé), alors l'équation donnant le potentiel chimique μ d'un des A nucléons s'écrit : , μ étant le potentiel chimique des électrons et W l'énergie de noyau, incluant son énergie de masse et son énergie de liaison.
Cette équation se réécrit : .