Chapitre II : Les étoiles à neutrons

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Sous l'effet de l'effondrement gravitationnel d'un cœur de plus de 1,4 Masse solaire, la matière est contrainte de prendre un état dégénéré : les électrons ne peuvent plus rester sur leurs orbites autour des noyaux (il leur faudrait une vitesse supérieure à celle de la lumière pour répondre au principe d'exclusion) et sont forcés de pénétrer dans les noyaux atomiques, fusionnant ainsi avec les protons pour ne plus laisser place qu'à des neutrons confinés.

Le principe de Pauli que nous avons vu tout à l'heure interdit aussi à deux neutrons de se trouver dans le même état au même endroit. C'est lui qui va permettre au résidu de l'étoile de compenser la force de gravitation par la pression de dégénérescence engendrée par ces neutrons.

On obtient ainsi une étoile dite 'étoile à neutrons', dont le diamètre est de l'ordre de 10 à 20 kilomètres pour une masse équivalente à celle du Soleil, qui se présente sous la forme d'une bille lisse et dure, où la plus grosse montagne ne dépasse pas le micron. L'écorce de l'étoile se compose essentiellement de fer.

Dans une naine blanche, nous avions de la matière électronique dégénérée. Ici, c'est de la matière baryonique dégénérée à laquelle nous avons affaire. La compacité de celle-ci est encore supérieure :

Suite à l'explosion de la supernova, l'étoile à neutrons se crée à une température probablement supérieure à 1000 milliards de degrés. Elle va refroidir très rapidement, en moins de 1000 ans, jusqu'à 1 million de degrés. Par la suite, sa température évoluera beaucoup plus lentement.

Au moment de sa création, cette étoile à neutrons va "récupérer" le mouvement de rotation de l'étoile initiale grâce à la conservation du moment cinétique. Elle va ainsi tourner sur elle-même très rapidement. Par exemple le pulsar du Crabe tourne à la vitesse de 30 tours/seconde.

On pensait jusqu'à très récemment que l'étoile à neutrons commençait par tourner très vite sur elle-même, et ralentissait ensuite avec le temps. Si ce scénario semble acceptable pour une étoile à neutrons isolée, dans le cas d'un système binaire où le compagnon est une étoile de petite taille, des effets de couplage magnétique avec le disque d'accrétion qui va se former semblent être la cause d'une accélération de la vitesse de rotation de l'étoile à neutrons.

L'intense champ électrique et magnétique qui entoure l'étoile va générer un faisceau étroit de lumière, dans le domaine des radiofréquences, qui va balayer le ciel de la même manière que le faisceau d'un phare balaye la mer. On appelle ces étoiles des pulsars.

Parce que l'axe magnétique du pulsar n'est pas aligné avec son axe de rotation, l'émission radioélectrique due aux particules chargées piégées dans les lignes de champ magnétique balaye le ciel, comme la lumière d'un phare balaye la mer.

Certains pulsars peuvent tourner jusqu'à plusieurs centaines de tours par seconde. La rotation d'un pulsar est extrêmement régulière et peut servir d'horloge cosmique.

En particulier, le système PSR 1913+16, composé de deux pulsars en rotation l'un autour de l'autre, a permis de mesurer les très faibles effets des ondes gravitationnelles prévues par la relativité générale.

Bien que les étoiles à neutrons possèdent toutes un champ magnétique extrêmement intense - plusieurs millions de fois le champ terrestre - certaines d'entre elles en ont un encore plus puissant : on les appelle des magnétars, et on pense que des "tremblements de terre" à la surface de ces étoiles génèrent des sursauts de rayons X et gamma en ralentissant la rotation de l'étoile. C'est le phénomène des SGR : Soft Gamma Repeater, ou des AXP : Anomalous X-rays Pulsars, encore mal expliqué de nos jours.