Les étoiles à neutrons la matière très dense, de l

Les étoiles à neutrons
la matière très dense, de
l'infiniment petit aux étoiles.
Laboratoires LUTH Meudon, IPN Orsay
Qu'est ce qu'une étoile à neutrons?
A quoi cela vous fait penser?
Expérience 1:
Quelle est la composition de ces
deux objets de même forme, de
même taille, peints de la même
couleur?
Réponse:
Objet 1: Polystyrène de densité ~ 0.1 g/cm3
Objet 2: Plomb ( Pb ) de densité 11 g/cm3
Mot clé 1: Densité
C'est la densité (rapport masse / volume) qui à
permis de déterminer la composition de ces
objets.
Existe-t-il des matériaux plus denses?
La densité
Les étoiles à neutrons sont des milliards de fois plus
denses que l'or ou le plutonium.
Est-ce qu'il existe un autre matériaux aussi dense
qui composerait ces étoiles ?
Densité moyenne dans le système
solaire
La densité au coeur de la Terre atteint 10 g/cm^3 et au
coeur du soleil 150 g/cm^3.
Pourquoi la densité au centre de ces objets est plus
grande?
La pression
Réponse: La pression au centre des étoiles comme
des planètes est très grande et donc elle augmente
la densité de la matière en la comprimant.
110 000 N/m2
110 000 N/m2
110 000 N/m2
110 000 N/m2
Quand on emprisonne un objet, et qu'on appuie dessus,
celui-ci résiste à l 'écrasement.
C'est à cause des forces de pression.
La pression
20 000 000 N/m2
20 000 000 N/m2
L'eau de la mer appuie sur la baleine.
La matière vivante est emprisonnée dans les parois des cellules
et elle est comprimée par l'atmosphère, l'eau de mer...
Quelle est la force qui est à l'origine de cet écrasement?
L'interaction gravitationnelle
Dans une étoile comme dans une
planète le poids de la matière
exerce une force de compression
dirigée vers le centre.
La gravitation:
-Agit à très longue distance.
-Agit sur tout ce qui a une masse.
Il n'y a pas de masse négative. Donc,
toutes les masses ajoutent leur effets.
(En d'autres termes, on ne peut pas faire
de bouclier anti-gravitation).
L'interaction gravitationnelle.
Elle est à l'origine :
-de la chute des corps (vie quotidienne) et du poids
-De la cohésion du système solaire
-De la cohésion des galaxies
Représentation du système solaire.
Distance Terre-Soleil 150 millions de Km
Galaxie spiral NGC 1232
1 année lumière = 9400 milliards de Km
L'équilibre mécanique
La Terre, le Soleil... , ne
s'éffondrent pas car il y a équilibre
mécanique.
∑ F =0
Les forces de pression s'opposent
à la gravitation.
Mais la pression n'est pas une
interaction fondamentale.
Quelles interactions fondamentales
donnent naissance à cette pression?
La force électromagnétique
Dans la matière ordinaire c'est l'interaction
électromagnétique qui est a l'origine de
cette pression de répulsion.
Agit sur tout ce qui a une charge
électrique (électrons, protons...).
Elle est à l'origine de l'attraction ou de
répulsion des charges (force de Coulomb).
Agit à très longue distance.
Elle agit sur ce qui a un moment
magnétique (force magnétique).
Elle est à l'origine :
-de la chimie,
-de la structure des solides (cristaux...),
-de la lumière, etc.
Mais de quoi est composée la matière ordinaire?
Les atomes
La matière ordinaire est constituée de petites briques : les atomes.
Les électrons forment un
nuage autour du noyau (lié par
la force Coulombienne).
Distance ~ 10-10 m.
Le noyau, très petit, est formé
de protons et de neutrons.
Cohésion : interaction forte.
Dimensions : ~ 10-15 m.
Représentation schématique d'un atome
d'hydrogène. Un électron autour d'un
noyau (1 proton).
Masse neutron
~ masse proton
~ 2000 x masse électron.
Le grand vide de l'atome, l'extrême
densité du noyau.
Si l'on grossissait mille milliards de fois
un atome d'hydrogène:
* le noyau (constitué d'un seul proton)
aurait une taille d'un millimètre et aurait
une masse de 1,7 millions de tonnes !
* l'unique électron aurait une taille
inférieure à un micron (un millième de
millimètre) et aurait une masse de 900
tonnes !
* cet électron "tournerait" autour du
noyau dans un volume d'environ 100m
de diamètre: ce serait la taille de cet
atome d'hydrogène, tout le reste étant
vide !
Si un atome
avait la taille
de la Tour Eiffel
son noyau
(ayant presque
toute la masse)
serait
comme une
coccinelle.
Les atomes
C'est donc les nuages d'électrons des atomes qui se repoussent par
interaction électromagnétique qui créent la pression.
On connaît plus d'une centaine d'atomes stables.
Une molécule déposée sur un
réseau cristallin d'atomes.
[Lab. de Photo-Physique
Moléculaire, Université d'Orsay.]
Comment ont été créés les éléments atomiques?
La fournaise au cœur des étoiles.
Expérience 2: Essayez de comprimer de l'air dans une pompe
à vélo.
Quand la matière est comprimée, elle chauffe. Ce qui permet
d'amorcer la fusion nucléaire des noyaux atomiques .
Bethe
Gamow
Dans les années 1930, avec la découverte des réactions
nucléaires, on comprend que les étoiles en leur cœur transforment
des noyaux atomiques.
La fournaise au cœur des étoiles
Dans le soleil, conversion (fusion) de l'hydrogène en hélium. Dans
des étoiles plus massives, d'autres réactions créent du carbone, de
l'oxygène, de l'azote etc,... jusqu'au fer.
Ces réactions dégagent de l'énergie :
c'est la source de chaleur et donc de pression qui maintient
l'étoile à l'équilibre.
Sur terre, on cherche depuis des
années à utiliser la fusion nucléaire
comme source d'énergie.
Voici l'intérieur du réacteur JET
(Joint European Torus) près d'Oxford
(à gauche: vide, à droite: en marche)
Quelles interactions interviennent dans ces réactions?
Les interactions forte et faible.
Les réaction nucléaires font intervenir les interactions fortes
et faible
Elles Agissent à très courte distance.
Elles sont à l'origine :
-de la cohésion des noyaux des atomes
-de la radio-activité
Mais que se passe-t-il quand les réactions nucléaires n'ont
plus rien à transformer ?
La fin des étoiles
Dans ce cas, le cœur de l'étoile refroidit, donc la
pression baisse.
L 'étoile s'effondre c'est-à-dire la matière de
l'étoile tombe vers le centre de l'astre.
Quand cette chute s'arrête-elle ? Que
deviennent les étoiles?
La supernova
Si l'étoile est très massive (> 8 masses solaires) la matière
au centre est très comprimée et atteint la densité des
noyaux atomiques.
Les neutrons et protons commencent à se toucher →
répulsion due à l'interaction forte + capture des électrons
par les protons pour donner des neutrons.
La supernova
La matière rebondit, une partie repart vers l'espace.
Elle se disperse, comme dans une explosion. C'est
une supernova.
Expérience 3: les balles
C'est une explosion
extrêmement violente.
La nébuleuse du Crabe est la
matière éjectée lors de l'explosion
de la supernova de 1054. Elle est a
6000 années lumière de nous.
Que devient la partie restant
au centre?
Les étoiles ''mortes''
La partie restante au centre de l'étoiles comprimée devient parfois
une étoile à neutrons.
Qu'est ce qu'une étoile à neutrons?
Les étoiles à neutrons
La nébuleuse du Crabe est la matière éjectée lors de
l'explosion de la supernova de 1054. En son centre
réside l'étoile à neutrons créée à partir du cœur de
l'étoile massive d'origine.
Les étoiles à neutrons
En 1932 Chadwick découvrait le neutron.
En 1933 Baade, Zwicky prédisaient l'existence des étoiles à neutrons.
Richard Tolman
George Volkoff
En 1939, Robert Oppenheimer, George Volkoff, et Richard Tolman
calculent des modèles d'étoiles à neutrons. Il prédisent:
-une étoile d'un rayon d'environ 15 Km
-d'une masse d'environ 2Ms
La densité moyenne est donc celle du noyaux atomique soit
10^14 g/cm^3
On sait que les étoiles tournent, par exemple le Soleil fait un tour
en ~ 27 jours.
Que se passe-t-il si on comprime une étoile en rotation?
La rotation rapide des étoiles a neutrons
Expérience 3: La chaise tournante. (remplacé par un film)
C'est due à la conservation du moment cinétique .
C'est une sorte de mesure de la quantité de rotation.
Lors de la contraction d'une étoile
se transformant en étoile à neutrons,
la distance à l'axe de rotation diminue
fortement.
La vitesse de rotation doit par contre
s'accroître fortement.
On passe d'une rotation en quelques
semaines à une rotation en quelques
secondes, ou quelques millisecondes.
Est ce une rotation rapide?
Lysacek
La rotation rapide des étoiles a neutrons
Avec un rayon d'environ 15km et
une période de rotation de 10
millisecondes cela représente une
vitesse d'environ 10 000 Km/s soit
1/30eme de la vitesse de la
lumière.
C'est donc une période de
rotation très rapide pour ces
objets.

V
Comment peut-on mesurer la période de rotation?

V

V
Des étoiles à neutrons qui clignotent
On modélise les étoiles à neutrons
comme des phares, ceux ci étant liés
aux intenses champs magnétiques
environnant l'étoile.
On ne reçoit les ondes (radio) que
lorsqu'on est dans l'axe du faisceau.
On les appelle des pulsars.
Leur ''clignotement'' régulier nous
donne leur période de rotation.
Avec ce modèle, beaucoup de pulsars
nous échappent, si l'on n'est pas
balayé par le faisceau.
Expérience 4: Le globe tournant.
Des étoiles à neutrons qui clignotent
On modélise les étoiles à neutrons
comme des phares, ceux ci étant liés
aux intenses champs magnétiques
environnant l'étoile.
On ne reçoit les ondes (radio) que
lorsqu'on est dans l'axe du faisceau.
On les appelle des pulsars.
Leur ''clignotement'' régulier nous
donne leur période de rotation.
Avec ce modèle, beaucoup de pulsars
nous échappent, si l'on n'est pas
balayé par le faisceau.
Expérience 4: Le globe tournant.
Tour Eiffel [crédit Paris de Photigule]
S'il n'y avait pas de brume, on ne verrait le
faisceau qu'en étant dans son axe.
1967, du côté des radioastronomes
Anthony Hewish et son étudiante Jocelyn Bell
étudient la scintillation du ciel en ondes radio.
J. Bell trouve une source oscillant à T = 1,37 s.
La période des oscillations est d'une constance
jamais vue.
Comment un signal si rapide et régulier peut-il
provenir de l'espace ?
Signal de vie extra-terrestre ? « Little green men
»
...on attend 2 mois pour publier l'observation....
Pulsar = pulsations régulières
Les étoiles à neutrons sont-elles
toutes des pulsars ?
Jocelyn Bell n'a pas eu le prix Nobel,
mais A. Hewish l'a eu en 1974.
Des étoiles à neutrons qui ne pulsent pas ?
RX J 1856-37 : une étoile à neutrons toute simple :
Elle n'émet pas comme un pulsar car
probablement que l'on est pas balayé
par le faisceau.
Le rayonnement (UV) est causé
(comme une ampoule électrique) par
sa température élevée en surface,
T=660 000 K .
A à la limite des possibilités des
grands télescopes.
On en connaît une dizaine d'autres qui ne pulsent pas
Que sait-on de plus sur ces étoiles?
Observation en rayon X du ciel
Image du ciel complet (sauf zone noire) observer en rayon X par le
satellite Rosat en 1996.
Observation en rayon Gamma du ciel
Localisation de différentes sources de rayon Gamma (trous noirs,
étoiles à neutrons, inconnu...) grâce au satellite Intégral en 2003
La structure de l'étoile
Modèles théoriques de la structure interne d'une étoile à neutrons.
Comment on a trouvé ces modèles?
A partir de modèles de matière dense
La densité du cœur est supérieure à celle du noyau
atomique !
A l'intérieur des nucléons :
→ Les neutrons et les protons sont très proches. Que
se passe-t-il s'ils commencent à se toucher ?
→ Un nouvel état de la matière peut éventuellement
apparaître qui est composé de quarks et de gluons.
Cet état de la matière est étudié au CERN (Genève)
et pourrait aussi avoir existé dans les 10-7s qui ont
suivi le big-bang.
proton
Plasma quarks-gluons
Détecteur ALICE
Collisionneur souterrain du CERN
neutron
A partir de la gravitation d'Einstein
La gravitation a été décrite par Newton en 1687.
Elle sera mieux décrite par Einstein en 1915 avec la relativité générale.
La relativité générale prédit l'existence de
nouvelles ondes dites gravitationnelles qui
permettrons de décrire mieux les étoiles à
neutrons.
Detecteur d'onde gravitationnelle Franco-Italien
VIRGO à Pise.
Des étoiles aussi dense qu'un
noyau atomique
Oui, c'est possible : à la fin de la vie de certaines étoiles, la
matière est comprimée par la gravitation (et en partie
repoussée par l'interaction forte...)
On en connaît ~ 200 sous forme de pulsars et quelques unes qui
ne pulsent pas.
Les conjectures de Landau, Baade et Zwicky dans les années
1930 étaient bonnes, mais il aura fallu plus de quarante ans
pour les confirmer car de telles étoiles sont difficiles à observer.
Vela : Restes de l'étoile qui a explosé, et dont le coeur s'est condensé en pulsar.
[image Greg Bradley].
Merci de votre attention.
Annexe
L'état de la matière : plusieurs
modèles d'étoiles à neutrons... ou à
quarks.
Les nucléons sont fait de up et down. Protons :
uud, neutron : udd.
Quand un neutron et un proton se touchent, les
quarks peuvent aller de l'un à l'autre. La notion
de proton et de neutron peut alors perdre son
sens, remplacée par une sorte de soupe (un
plasma) de quarks.
proton
On peut théoriquement fabriquer des
assemblées de quarks (bien plus que 2 ou 3)
sous des conditions de densité extrêmes.
Cela a du se produire dans les 10-7s qui ont
suivi le big-bang.
Cela pourrait être le cas dans certaines étoiles
à neutrons.
neutron
Dans les étoiles
Masse solaire : MS = 2 10 30 kg
Masses stellaires : 0,2 MS < M <100 MS
A cause de leur masse, la matière des étoiles
tend à tomber vers leur centre (gravitation).
Mais si tout tombait au milieu, l'étoile serait
infiniement comprimée.
Des forces de pression s'y opposent.
Elles découlent de collisions entre les
composants du gaz (forces
électromagnétiques).
Amas ouvert d'étoiles NGC 1818
dans le grand nuage de Magellan.
L'état de la matière : plusieurs
modèles d'étoiles à neutrons... ou à
quarks.
[image
Sky and
Telescope]
Dans les étoiles à neutrons et à quarks, la pression est due à l'interaction forte.
La matière de quarks est plus compressible qu'un gaz de neutrons.
Donc une étoile à quarks serait plus petite.
Mais une étoile à neutrons est confinée par la gravitation.
Une étoile à quark serait bien plus fortement confinée par
les interactions entre quarks. Une étoile à quark serait comme
une sorte de noyau atomique géant. La densité y serait même plus élevée.
Les équations d'état, plusieurs
modèles d'étoiles à neutrons... ou à
quarks.
La nébuleuse du Crabe en radio
nchrotron :
lectrons tournant dans le champ magnétique de la nébuleuse.
magnétique trouve sa source dans ce qui est au centre (le reste de l’étoile qui a explosé).
Credit : NRAO.
Voir près du pulsar
Very Large Telescope (8,2 m), European Southern Observatory
L’éclat en lumière visible varie au même rythme qu’en
radio, 30 fois par seconde.
Crédit : Kitt Peak Observatory
Rappel sur le spectre électromagnétique