Post by Andrei Tchentchik on Apr 3, 2019 16:00:01 GMT 2
(#151).- Étoiles à neutron.
ÉTOILES À NEUTRON.
Une étoile à neutrons est un type de reste stellaire qui peut résulter de l’effondrement gravitationnel d’une étoile massive lors d’un événement de supernova. Les étoiles à neutrons sont les étoiles les plus denses et les plus minces connues dans l’univers; avec un rayon de seulement environ 12-13 km, ils peuvent avoir une masse de quelques fois celle du Soleil. Les étoiles à neutrons apparaissent probablement blanches à l'œil nu.
Les étoiles à neutrons sont composées presque entièrement de neutrons, qui sont des particules subatomiques sans charge électrique nette et de masse légèrement supérieure à celle des protons. Les étoiles à neutrons sont très chaudes et sont protégées contre l’effondrement ultérieur par la pression de la dégénérescence quantique due au phénomène décrit par le principe d’exclusion de Pauli. Ce principe stipule qu’aucun neutron (ni aucune autre particule fermionique) ne peut occuper simultanément la même place et le même état quantique.
Une étoile à neutrons typique a une masse comprise entre ~ 1,4 et environ 2 masses solaires avec une température de surface de ~ 6 x 105 Kelvin. Les étoiles à neutrons ont des densités globales de 3,7 × 1017 à 5,9 × 1017 kg / m3 (2,6 × 1014 à 4,1 × 1014 fois la densité du Soleil) , ce qui est comparable à la densité approximative d’un noyau atomique de 3 × 1017 kg / m3. La densité de l’étoile à neutrons varie de moins de 1 × 109 kg / m3 dans la croûte - augmentant avec la profondeur - à plus de 6 × 1017 ou 8 × 1017 kg / m3 plus profondément à l’intérieur (plus dense qu’un noyau atomique). Cette densité est approximativement équivalente à la masse d'un Boeing 747 compressé à la taille d'un petit grain de sable. Une boîte d'allumettes de taille normale contenant une étoile à neutrons aurait une masse d'environ 5 milliards de tonnes ou environ 1 km³ de roches terrestres.
En général, les étoiles compactes de moins de 1,44 masse solaire - limite de Chandrasekhar - sont des naines blanches et les étoiles compactes pesant entre 3 et 3 masses solaires (limite de Tolman – Oppenheimer – Volkoff) devraient être des étoiles à neutrons. La masse maximale observée des étoiles à neutrons est d'environ 2 masses solaires. Les étoiles compactes de plus de 10 masses solaires surmonteront la pression de dégénérescence des neutrons et un effondrement gravitationnel se produira généralement pour produire un trou noir. La plus petite masse observée d'un trou noir est d'environ 5 masses solaires. Entre celles-ci, des étoiles de masse intermédiaire hypothétiques telles que les étoiles à quarks et les étoiles électrofaibles ont été proposées, mais aucune n'a été démontrée. Les équations d'état de la matière à des densités aussi élevées ne sont pas connues avec précision en raison des difficultés théoriques et empiriques.
Certaines étoiles à neutrons tournent très rapidement (jusqu'à 716 fois par seconde ou environ 43 000 tours par minute) et émettent des faisceaux de rayonnement électromagnétique sous forme de pulsars. En effet, la découverte de pulsars en 1967 a d'abord suggéré l'existence d'étoiles à neutrons. Des sursauts gamma peuvent être produits à partir d'étoiles de masse élevée en rotation rapide qui s'effondrent pour former une étoile à neutrons, ou de la fusion d'étoiles à neutrons binaires. On pense que la galaxie compte environ 10 ^ 8 étoiles à neutrons, mais elles ne peuvent être facilement détectées que dans certains cas, comme s'il s'agissait d'un pulsar ou d'une partie d'un système binaire. Les étoiles à neutrons non rotatives et non-accrétantes sont pratiquement indétectables. Cependant, le télescope spatial Hubble a observé une étoile à neutrons à rayonnement thermique, appelée RX J185635-3754.
Écoutez le pulsar PSR B1937 + 21, qui tourne 642 fois par seconde.
F I N .
ÉTOILES À NEUTRON.
Une étoile à neutrons est un type de reste stellaire qui peut résulter de l’effondrement gravitationnel d’une étoile massive lors d’un événement de supernova. Les étoiles à neutrons sont les étoiles les plus denses et les plus minces connues dans l’univers; avec un rayon de seulement environ 12-13 km, ils peuvent avoir une masse de quelques fois celle du Soleil. Les étoiles à neutrons apparaissent probablement blanches à l'œil nu.
Les étoiles à neutrons sont composées presque entièrement de neutrons, qui sont des particules subatomiques sans charge électrique nette et de masse légèrement supérieure à celle des protons. Les étoiles à neutrons sont très chaudes et sont protégées contre l’effondrement ultérieur par la pression de la dégénérescence quantique due au phénomène décrit par le principe d’exclusion de Pauli. Ce principe stipule qu’aucun neutron (ni aucune autre particule fermionique) ne peut occuper simultanément la même place et le même état quantique.
Une étoile à neutrons typique a une masse comprise entre ~ 1,4 et environ 2 masses solaires avec une température de surface de ~ 6 x 105 Kelvin. Les étoiles à neutrons ont des densités globales de 3,7 × 1017 à 5,9 × 1017 kg / m3 (2,6 × 1014 à 4,1 × 1014 fois la densité du Soleil) , ce qui est comparable à la densité approximative d’un noyau atomique de 3 × 1017 kg / m3. La densité de l’étoile à neutrons varie de moins de 1 × 109 kg / m3 dans la croûte - augmentant avec la profondeur - à plus de 6 × 1017 ou 8 × 1017 kg / m3 plus profondément à l’intérieur (plus dense qu’un noyau atomique). Cette densité est approximativement équivalente à la masse d'un Boeing 747 compressé à la taille d'un petit grain de sable. Une boîte d'allumettes de taille normale contenant une étoile à neutrons aurait une masse d'environ 5 milliards de tonnes ou environ 1 km³ de roches terrestres.
En général, les étoiles compactes de moins de 1,44 masse solaire - limite de Chandrasekhar - sont des naines blanches et les étoiles compactes pesant entre 3 et 3 masses solaires (limite de Tolman – Oppenheimer – Volkoff) devraient être des étoiles à neutrons. La masse maximale observée des étoiles à neutrons est d'environ 2 masses solaires. Les étoiles compactes de plus de 10 masses solaires surmonteront la pression de dégénérescence des neutrons et un effondrement gravitationnel se produira généralement pour produire un trou noir. La plus petite masse observée d'un trou noir est d'environ 5 masses solaires. Entre celles-ci, des étoiles de masse intermédiaire hypothétiques telles que les étoiles à quarks et les étoiles électrofaibles ont été proposées, mais aucune n'a été démontrée. Les équations d'état de la matière à des densités aussi élevées ne sont pas connues avec précision en raison des difficultés théoriques et empiriques.
Certaines étoiles à neutrons tournent très rapidement (jusqu'à 716 fois par seconde ou environ 43 000 tours par minute) et émettent des faisceaux de rayonnement électromagnétique sous forme de pulsars. En effet, la découverte de pulsars en 1967 a d'abord suggéré l'existence d'étoiles à neutrons. Des sursauts gamma peuvent être produits à partir d'étoiles de masse élevée en rotation rapide qui s'effondrent pour former une étoile à neutrons, ou de la fusion d'étoiles à neutrons binaires. On pense que la galaxie compte environ 10 ^ 8 étoiles à neutrons, mais elles ne peuvent être facilement détectées que dans certains cas, comme s'il s'agissait d'un pulsar ou d'une partie d'un système binaire. Les étoiles à neutrons non rotatives et non-accrétantes sont pratiquement indétectables. Cependant, le télescope spatial Hubble a observé une étoile à neutrons à rayonnement thermique, appelée RX J185635-3754.
Écoutez le pulsar PSR B1937 + 21, qui tourne 642 fois par seconde.
F I N .
