Etoile à neutrons

[invitedff83623]

Bonjour, je me demande si une étoile à neutrons possède une fin de vie. Si oui, que se passe-t-il lors de sa "mort"?
Merci de m'éclairer sur le sujet.
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[Deedee81]

Bonjour,

J'ai déplacé en astrophysique, ça me semble mieux.

[Deedee81]

Ca dépend de ce qu'on entend par fin de vie mais elle se refroidit petit à petit (une étoile à neutrons c'est très chaud) jusqu'à devenir froide et inerte.
C'est un peu la même chose que pour les naines blanches.
Ca prend des dizaines de milliards d'années.

[invitedff83623]

Et j'imagine donc que leur rayonnement électromagnétique se produit de plus en plus dans les ondes radios

[A voir en vidéo sur Futura]

[Deedee81]

A noter que la température typique d'une étoile à neutrons c'est 700000 K (merci wikipedia) et vu la perte assez faible par rayonnement thermique (*), ça vieilli très très lentement.
Les naines blanches c'est de l'ordre de dix mille.

C'est fou, mais la densité/gravité est telle que dans les calculs thermodynamique on peut sans soucis (pour le calcul avec la statistique de Fermi-Dirac) faire l'approximation ...... zéro absolu !!!!!
(en tout cas pour les naines blanches, mais j'ai lu que la surface d'une étoile à neutron avec des propriétés analogues à un superfluide donc ça doit être kif)
Et l'intérieur est cristallisé (enfin, selon certains modèles des étoiles à neutrons car l'intérieur reste assez mal connu, il y a plusieurs modèles et "extérieurement" ça ne change pas grand chose. L'observation des fusions d'étoiles à neutrons comme celle détectée grâce aux OG récemment donne l'espoir dans savoir plus sur l'intérieur. La difficulté pour les modèles d'étoiles à neutrons est qu'il faut faire intervenir l'interaction nucléaire est c'est une salle bête d'un point de vue calculatoire)

C'est vraiment des astres extrêmes.

Et j'imagine donc que leur rayonnement électromagnétique se produit de plus en plus dans les ondes radios

Certainement pour le rayonnement thermique, mais pour la partie rayonnement synchrotron comme les pulsars, là franchement j'ignore comment ça évolue.
Le champ magnétique lui ne s'épuise pas mais je suppose que le "nuage" d'électrons doit s'épuiser avec diminution de l'intensité.
Mais c'est à confirmer.

[invitedff83623]

D'accord merci de ton aide

[Gilgamesh]

Un peu plus de précision ici : Evolution of a Neutron Star From its Birth to Old Age


Traduction Google de l'abstract

Les principales étapes de l'évolution d'une étoile à neutrons, de sa naissance en tant qu'étoile proto-neutronique à son âge avancé en tant que configuration catalysée à froid, sont décrites. Une étoile proto-neutronique se forme à la suite de l’explosion d’une supernova et son évolution est dominée par la diffusion des neutrinos. Son signal neutrino est un diagnostic précieux de sa structure interne et de sa composition. Lors de la transformation d'un résidu chaud, riche en lepton, en un résidu froid et catalysé, il est possible qu'il puisse s'effondrer dans un trou noir, ce qui met fin brusquement aux émissions de neutrinos. La microphysique essentielle, examinée ici, qui contrôle son évolution est l'équation d'état de la matière dense et ses opacités neutrino associées. Plusieurs simulations de l'évolution des étoiles proto-neutrons, faisant intervenir différentes hypothèses sur la composition de la matière dense, sont décrites. Après avoir évolué en une étoile à neutrons presque isothermique une centaine d’années après sa naissance, il peut être observé par son émission thermique dans les rayons X au cours de sa vie, au cours des prochains millions d’années. Sa température de surface dépendra de la rapidité des processus d'émission de neutrinos dans son noyau, qui dépend de la composition de la matière dense et du fait que ses constituants présentent ou non une superfluidité et une supraconductivité. Les observations de l'émission thermique offrent le meilleur espoir d'une détermination du rayon d'une étoile à neutrons. Les implications pour l’équation d’état de la matière dense sous-jacente d’une détermination précise du rayon sont explorées.

[inviteb4c1bab6]

il me semble qu'on a déjà trouvé plusieurs milliers d'étoile à neutrons mortes dans la Voie Lactée. Je suppose que leur champ magnétique et leur luminosité diminue...

[Deedee81]

Salut,

il me semble qu'on a déjà trouvé plusieurs milliers d'étoile à neutrons mortes dans la Voie Lactée. Je suppose que leur champ magnétique et leur luminosité diminue...

Les étoiles à neutrons ne sont pas lumineuses et le champ magnétique ne doit pas beaucoup diminuer (les aimants, ça ne s'use pas). Par contre leur température doit diminuer.

[XK150]

Re ,

Oui , mais que devient la durée de vie du neutron de 880 s dans cette affaire ?
Même si la densité est élevée , les neutrons ne sont pas liés comme dans un noyau ?

[Deedee81]

Oui , mais que devient la durée de vie du neutron de 880 s dans cette affaire ?
Même si la densité est élevée , les neutrons ne sont pas liés comme dans un noyau ?

Non en effet, mais heu, je n'ai pas vu qu'on parlait de la durée de vie des neutrons. Pourquoi dis-tu cela ???

[XK150]

Non en effet, mais heu, je n'ai pas vu qu'on parlait de la durée de vie des neutrons. Pourquoi dis-tu cela ???

Eh bien si les neutrons de l'étoile disparaissent avec cette décroissance naturelle extrêmement rapide ,
( avec la moitié des neutrons qui se désintègrent toutes les 10 minutes ) ,
comment peut il y avoir des étoiles à neutrons stables pendant des centaines d'années ???

[Deedee81]

Eh bien si les neutrons de l'étoile disparaissent avec cette décroissance naturelle extrêmement rapide ,
( avec la moitié des neutrons qui se désintègrent toutes les 10 minutes ) ,
comment peut il y avoir des étoiles à neutrons stables pendant des centaines d'années ???

Tout à fait d'accord.... mais où plus haut parle-t-on d'une disparition aussi rapide ????

[XK150]

Je ne comprends pas que nous ne nous comprenions pas !!!

Je ne parle pas de plus haut , ma question est générale , relative aux étoiles à neutrons :

Comment peut il exister des étoiles à neutrons stables pendant des centaines d'années , alors que la demi-vie du neutron libre est de 10 minutes ?

[Deedee81]

Je ne comprends pas que nous ne nous comprenions pas !!!
Je ne parle pas de plus haut , ma question est générale , relative aux étoiles à neutrons :

Ah pardon, d'accord, maintenant j'ai compris

Comment peut il exister des étoiles à neutrons stables pendant des centaines d'années , alors que la demi-vie du neutron libre est de 10 minutes ?

Parce que c'est une question d'énergie et de réversibilité des interactions. La réaction c'est :
quark down <-> quark up + électron + antineutrino

Mais la réaction ne peut se produire vers la droite que s'il y a respect des lois de conservation, ici l'énergie.
Dans un noyau stable, le neutron ne se désintègre pas car le résultat est plus énergétique.
On dit parfois que l'interaction forte stabilise le neutron. C'est pas faux bien qu'un peu trompeur. Ce n'est pas tant que cette interaction empêcherait la réaction précédente.
C'est surtout que le noyau (lié par l'interaction forte) est plus stable avec le neutron qu'avec le proton (= il a plus d'énergie totale avec le proton qu'avec le neutron)

Pour les étoiles à neutrons, c'est la même chose, mais la gravité y joue un rôle essentiel (mais aussi l'interaction forte car l'état est loin être celui d'une matière dégénérée comme dans les naines blanches, ce qui stabilise l'étoile est bien l'interaction forte. Je serais toutefois incapable de dire comment se partage le rôle "énergie de liaison" entre gravité et interaction forte mais en tout cas, c'est sûr, les deux sont nécessaires).

[Nicophil]

Bonjour,

Pourquoi y a-t-il une limite de masse pour les étoiles à neutrons ?

[mach3]

Il faut que l'etoile à neutrons reste sous la compacité (masse/rayon) critique, celle qui est associée à l'apparition d'un horizon, or, si on augmente la masse d'une étoile à neutrons, son rayon n'augmente pas aussi vite (si on ne compte pas une éventuelle compressibilité qui ne ferait qu'aggraver encore plus les choses, le rayon double quand la masse est multiplié par 8), donc la compacité augmente et fini par atteindre la valeur critique.

m@ch3

[Deedee81]

Salut,

Voir aussi :
https://fr.wikipedia.org/wiki/Limite...heimer-Volkoff
ou plus précis :
https://en.wikipedia.org/wiki/Tolman...3Volkoff_limit

A ne surtout pas confondre avec la limite de Chandrasekhar (masse limite pour les naines blanches), plus sympa à calculer (ça fait appel à la physique statistique, j'ai dit plus symp, pas plus facile hein ).