Étoile à neutrons

Relation masse-rayon pour les naines blanches
M ~ cte · R-3
Rayon
plus
petit !
Nébuleuse planétaire
Typiquement, MNB ~ 0.5  1.2 M , RNB ~ 0.01 R (6900 km)
ρNB ~ 106 ρ ~ 106 g cm-3
20 cm
L’étoile la plus brillante du ciel
Sirius A
Alvan Graham Clark
(1862)
Densité devient tellement
élevée que les électrons
deviennent relativistes
Électrons relativistes…
énergie incluant la
masse au repos
Limite ultra-relativiste
Taylor
(UR)
On minimise E = K + U
Rayon d’équilibre :
on doit avoir A–B > 0
dE/dR = - (A-B) / R2 + C = 0
R2 = (A-B) / C
Masse de Chandrasekhar
Nobel 1983
À partir d’un calcul plus réaliste, nous obtenons
MC ~ 1.4 M (limite de Chandrasekhar)
Si M > MC :
e – + p+  n
(fermion)
ρ  Λ (neutrons) ~ d  neutrons dégénérés
Étoile à neutrons
10 km
Manhattan
ρÉN ~ 1015 ρ ~ 1015 g cm-3
0.2 mm
Little green men !
Étoile à neutrons
M ~ 1.5 M
R ~ 10 km
ω ~ 1000 s-1
Comme pour les étoiles naines blanches,
le gaz de neutrons devient éventuellement
relativiste, et au-delà d’une certaine
masse critique
MOppenheimer-Volkoff ~ 6.9 M
l’étoile ne peut résister à l’effondrement
gravitationnel. L’étoile devient alors un...
... trou noir
Mots d’introduction de "States of Matter"
par D.L. Goodstein :
Ludwig Boltzmann who spent much of
his life studying statistical mechanics,
died in 1906, by his own hand.
Paul Ehrenfest, carrying on the work,
died similarly in 1933.
Now it is our turn to study statistical
mechanics. Perhaps it will be wise to
approach the subject cautiously.