Des étoiles à neutrons moins massives que des naines blanches?

[inviteaeadaf9f]

Bonsoir à tous,

En parcourant l'article Wikipédia sur les étoiles à neutrons je suis tombé sur un tableau qui détaillait les masses de divers systèmes de pulsars binaires, et quel ne fût pas mon étonnement (ooooohhh) de constater que la plupart de ces astres affichaient des masses inférieures à la limite de Chandrasekhar (1.4 masses solaires):

PSR J0737-3039B n'affiche que 1.2 masses solaires, le compagnon de PSR J1811-1736 (présenté comme une étoile à neutrons) lui, seulement 0.93 masses solaires.

J'avais toujours pensé qu'il y avait une forme de "continuité" entre les astres compacts, de 0 à 1.4 masses solaires on obtient une naine blanche, de 1.4 à 3 masses solaires environ, une étoile à neutrons, et au delà un TN. D'où ma première question: Y a t'il une masse minimale pour former une étoile à neutrons? J'ai toujours pensé que oui, mais visiblement je me suis trompé.

Ensuite, visiblement ce n'est pas seulement la masse du coeur de l'étoile qui détermine la nature du résidu final (naine blanche ou étoile à neutrons) est ce que la composition du coeur entre en compte? J'aurai tendance à penser que oui, car pour les naines blanches, lors de leur formation on a un coeur stellaire qui est encore "actif" (fusion de l'hélium ou cycle CNO) alors que pour les étoiles à neutrons, le coeur de l'étoile progénitrice est inerte (Fe56 si je ne m'abuse) est-ce cela qui fait la différence?

Je ne maitrise pas les outils mathématiques qui permettent de vraiment comprendre ce problème, j'ai bricolé ma "théorie" avec mes moyens de vulgarisé, mais j'aurai vraiment besoin de vos lumières afin de comprendre ce qui m'échappe la dedans.

Merci d'avance!
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[inviteaeadaf9f]

PS: Le lien vers le Wiki, le tableau est au milieu de l'article, à la fin du chapitre "Masses"
https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89...C3%A0_neutrons

[Gilgamesh]

Le tableau indique des bornes de mesures, tu peux voir que la barre d'erreur n'est pas négligeable. Ceci dit, il y a effectivement un chevauchement entre la masse des étoiles à neutrons et des naines blanches. La limite de Chandrasekhar en première approx est un nombre très pur qui ne dépend que de constante fondamentale. Dans le détail, c'est beaucoup plus ardu... Cela dépend notamment de la composition nucléaire du cœur stellaire, elle est maximale (1,44 M⊙) quand on n'a que des protons (plus le nombre de particules libres est élevé, plus le milieu génère de la pression à partir de sa température). Elle dépend aussi de l'allure du gradient densité (elle est plus élevée si on considère une pression homogène dans le cœur) et de de la rotation de l'étoile.

Dans le cas des étoiles à neutron, on part d'un cœur formé d'une bouillie de noyaux dans la vallée de 60 nucléons, et il faut prendre en compte le déroulé de l'explosion pour avoir une idée de la masse du rémanent. Dans le papier ci-dessous, les calculs aboutissent à une fonction de masse initiale d'étoiles à neutron bimodale avec deux pics à 1,27 et 1,76 M⊙, et la plus légère des étoiles à neutrons est obtenue pour des supernovas de type II, à 1,15 M⊙.

source : The Neutron Star and Black Hole Initial Mass Function

[inviteaeadaf9f]

Ok Merci Gilgamesh!

Donc ce qui détermine l'objet final, c'est bien la composition du coeur de l'étoile et ses conditions de rotation, pression et température? Ces conditions deviennent au moins aussi importantes que la masse quant au destin de l'objet final si je comprend bien. Dans la (mauvaise) vulgarisation, on nous présente souvent les étoiles à neutrons comme la suite logique des naines blanches, car étant plus massives, mais en fait, j'ai l'impression qu'il s'agit d'objet fondamentalement différent dans leur façon d'apparaître et leur "recette initiale" l'étoile à neutrons n'est pas l'évolution "plus lourde" de la naine blanche?

Je suis désolé de mes termes de béotien, je fais ce que je peux
Merci en tout cas pour cette réponse et ce lien que je vais lire avec attention !

[A voir en vidéo sur Futura]

[inviteaeadaf9f]

Je crois que j'ai mis le doigt sur une partie de mon incompréhension: La neutronisation du coeur stellaire peut arriver en dessous de la masse de Chandrasekhar? Il suffit d'avoir un coeur stellaire inerte et incapable de résister à son propre poids et à celui des couches au dessus? J'ai bon?

[Gilgamesh]

Je dirais qu'en première approche, dire que le coeur stellaire qui s'effondre dans les supernova est une "naine blanche de fer" est un bon moyen pour saisir l'idée général. Mais le déroulé est évidemment très différent, notamment du fait du rôle de la température et des neutrinos dans l'effondrement.

J'avais essayé de détailler ça ici :
http://forums.futura-sciences.com/as...supernova.html

[inviteaeadaf9f]

Merci beaucoup, je vais consulter ça!