étoile à neutron

[invite6c250b59]

Bonjour,

Lu dans wikipedia (j'ai mis en gras la phrase qui amène ma question)

Les deux stades de la matière qui, d’une certaine manière, précèdent l’état de trou noir, sont ceux atteints par exemple par les naines blanches et les étoiles à neutrons. Dans le premier cas, c’est la pression de dégénérescence des électrons qui maintient la naine blanche dans un état d’équilibre face à la gravité. Dans le second, il ne s'agit pas de la pression de dégénérescence des nucléons, mais de l'interaction forte qui maintient l’équilibre.↑
...
↑ Contrairement à une idée reçue répandue. Cependant, si l'interaction forte était moins intense, alors la pression de dégénérescence des nucléons pourrait éventuellement assurer l'équilibre de l'étoile.

Est-ce que ça veut dire qu'il pourrait exister, à côté des étoiles à neutrons maintenues par l'interaction forte, des étoiles à neutrons plus massives maintenues par la pression de dégénérescence?

Question annexe: est-ce que quelqu'un a une explication vulgarisée de ce que c'est, la pression de dégénérescence?
-----

[invite88ef51f0]

Salut,
La pression de dégénérescence est lié au principe d'exclusion de Pauli qui empêche les fermions d'être dans le même état. Donc si tu comprimes des fermions, ils vont finir apr buter les uns contre les autres.
Ce n'est pas le cas des bosons qui ont plutôt tendance à condenser (Bose-Einstein).

Sinon, pour ta question, l'interaction forte est ce qu'elle est, on ne peut rien y faire. Et si tu augmentes trop la masse, l'interaction forte et la pression de dégénérescence ne suffisent plus et l'étoile s'effondre en un trou noir. La masse critique est dite de Chandrasekhar.

[invite7ce6aa19]

Est-ce que ça veut dire qu'il pourrait exister, à côté des étoiles à neutrons maintenues par l'interaction forte, des étoiles à neutrons plus massives maintenues par la pression de dégénérescence?

.je ne suis pas un spécialiste des étoiles à neutrons, mais il me semble que c'est la pression de dégénerescence des neutrons qui équilibre la gravité et non l'interaction forte. L'interaction forte est une contribution additionnelle.

[invite7fc337d7]

.je ne suis pas un spécialiste des étoiles à neutrons, mais il me semble que c'est la pression de dégénerescence des neutrons qui équilibre la gravité et non l'interaction forte. L'interaction forte est une contribution additionnelle.

Es-ce a cause de sa portée tres faible ?

[A voir en vidéo sur Futura]

[invite6c250b59]

.je ne suis pas un spécialiste des étoiles à neutrons, mais il me semble que c'est la pression de dégénerescence des neutrons qui équilibre la gravité et non l'interaction forte. L'interaction forte est une contribution additionnelle.

Le mot du spécialiste

Salut,
La pression de dégénérescence est lié au principe d'exclusion de Pauli qui empêche les fermions d'être dans le même état. Donc si tu comprimes des fermions, ils vont finir apr buter les uns contre les autres.
Ce n'est pas le cas des bosons qui ont plutôt tendance à condenser (Bose-Einstein).

Tks. Est-ce que c'est exclu d'avoir un condensat fermionique dans une étoile à neutron?

Sinon, pour ta question, l'interaction forte est ce qu'elle est, on ne peut rien y faire. Et si tu augmentes trop la masse, l'interaction forte et la pression de dégénérescence ne suffisent plus et l'étoile s'effondre en un trou noir. La masse critique est dite de Chandrasekhar.

J'en comprends que les deux ne sont pas dissociables, c'est-à-dire qu'il n'y aurait pas de masse pour lesquelles la pression de dégénérescence serait dominante par rapport à l'interaction forte. Ok merci

[invite8c514936]

je ne suis pas un spécialiste des étoiles à neutrons, mais il me semble que c'est la pression de dégénerescence des neutrons qui équilibre la gravité et non l'interaction forte. L'interaction forte est une contribution additionnelle

Non, c'est le contraire. Rincevent a déjà beaucoup insisté là-dessus ! (et c'est un spécialiste du domaine... )

[BioBen]

Rincevent a déjà beaucoup insisté là-dessus ! (et c'est un spécialiste du domaine...

C'est aussi indiqué dans le cours de dea qu'il refile dans le lien. Par contre dans mes note de cours de MQ, le prof parle (1ligne) de la pression de dégénerescence... comme quoi c'est bien rentré dans les moeurs (je ne le savais pas non plus jusqu'à il y a quelques heures, merci rincevent !).

[invite7ce6aa19]

Non, c'est le contraire. Rincevent a déjà beaucoup insisté là-dessus ! (et c'est un spécialiste du domaine... )

..
Oui, effectivement j'ai été voir le post de Rincevent qui est remarquable de clarté. Pour une fois je me suis laissé aller à colporter, sans réfléchir une minute, des "ragots" sur les étoiles à "neutrons".
.
J'en profite pour me reposer la question, en étant un peu moins naïf.

Si l'on suppose une étoile en "quasi équilibre thermodynamique" et sachant que la pression croit de la surface vers le centre, l'étude de celle-ci passe par une étude style diagramme de phase. l'équilibre doit se traduire par un potentiel thermodynamique généralisé qui doit être constant suivant le rayon. D'ailleurs la problématique de la structure en couches d'une étoile est fondamentalement analogue à la structure en couche de notre très chère planète.
.
On comprend que dans les domaines de pression considérés beaucoup de chose peuvent arriver. Le post de Rincevent est tout à fait convaincant et c'est pourquoi je vais me le mettre de coté.