masses des étoiles à neutrons?

[roubidou]

Bonjour à tou(te)s les passionné(e)s d'astrophysique

Le dernier fil ouvert sur cette question m'a interpellé. Mais comme il a été cadenassé (à juste titre d'ailleurs), je me vois obligé d'en ouvrir un autre.
Les étoiles à neutrons n'ont pas toutes la même masse car leurs étoiles progénitrices ont des masses différentes, avec une limite inférieure en deçà de laquelle l'étoile évolue en géante rouge, et une limite supérieure au delà de laquelle elle finit en trou noir. Je me disais que la masse de l'étoile à neutrons était donc directement proportionnelle à celle de l'étoile d'origine. Mais est-ce aussi simple?

L'étoile à neutrons se forme lorsque tout le coeur de fer, dans lequel il n'y a plus de réactions de fusion, s'effondre comme un chateau de cartes. Cela se produit lorsque la pression au centre de l'étoile atteint un seuil critique (pression de dégénérescence). La pression au centre dépend de la masse totale de l'astre. Donc les étoiles les plus massives atteignent le seuil critique alors que le coeur de fer est relativement réduit, et inversement pour les plus petites. Si c'est le coeur de l'étoile qui se convertit en neutrons, la masse de l'étoile à neutrons serait donc inversement proportionnelle à celle de l'étoile progénitrice.

Ça me parait complètement paradoxal et il doit me manquer des éléments. D'autant plus que je devine une autre difficulté.
-----

[Calvert]

Salut,

il faut distinguer deux choses :
la première est : est-ce qu'une étoile est suffisamment massive pour avoir un cycle complet de réactions nucléaires, jusqu'à la formation d'un coeur de fer (et exploser comme supernova, on parle dans ce cas d'étoile massive) ?

C'est ici que la pression de dégénérescence électronique est importante. A la fin de la fusion de l'hélium (en carbone et oxygène, principalement), pour les étoiles de moins d'environ 8 masses solaires, la pression de dégénérescence est suffisante pour supporter le coeur de l'étoile. Il ne se contracte pas, ne s'échauffe donc pas, et empêche ainsi l'allumage de nouvelles réactions nucléaires. L'évolution de l'étoile s'arrête là. Elle éjecte ses couches externes (nébuleuse planétaire), et il subsiste le coeur qui finit de se refroidir extrêmement lentement (il s'agit alors d'une naine blanche).

Pour les étoiles plus massives, cette pression est insuffisante. A la fin de la fusion de l'hélium, le coeur n'est plus suffisamment soutenu, il se contracte et s'échauffe, permettant l'allumage de nouvelles réactions nucléaires (en premier lieu, carbone -> oxygène, etc.).

la seconde est : qu'est-ce qui détermine la masse finale du coeur d'une étoile massive ?
c'est assez compliqué en général, et dépend de beaucoup de paramètres (contenu initial en "métaux", vents stellaires, convection dans les phases finales de la vie de l'étoile, détails des réactions nucléaires, etc.) il n'y a donc que vaguement un lien entre la masse de l'étoile et la masse finale du coeur de fer. Par contre, la masse de ce coeur de fer décide du destin final de l'étoile : s'il est plus massif qu'une masse limite (la masse de Tolmann-Oppenheimer-Volkoff), le coeur s'effondre inéluctablement et forme un trou noir. S'il est moins massif, alors une étoile à neutrons se forme.

[Lansberg]

Bonjour,

L'étoile à neutrons se forme lorsque tout le coeur de fer, dans lequel il n'y a plus de réactions de fusion, s'effondre comme un chateau de cartes. Cela se produit lorsque la pression au centre de l'étoile atteint un seuil critique (pression de dégénérescence). La pression au centre dépend de la masse totale de l'astre. Donc les étoiles les plus massives atteignent le seuil critique alors que le coeur de fer est relativement réduit, et inversement pour les plus petites. Si c'est le coeur de l'étoile qui se convertit en neutrons, la masse de l'étoile à neutrons serait donc inversement proportionnelle à celle de l'étoile progénitrice.

Ça me parait complètement paradoxal et il doit me manquer des éléments. D'autant plus que je devine une autre difficulté.

Les étoiles qui forment un cœur de fer sont des grosses étoiles de masse initiale d'au moins 9,5 masses solaires. Elles vont fusionner jusqu'au silicium qui donne du Nickel 56 puis du fer. À chaque nouveau "combustible" (hélium, carbone...) il y a d'abord eu une baisse de la pression de radiation entrainant une contraction gravitationnelle du cœur ce qui fait augmenter la température donc la pression de radiation et permet la fusion du nouveau combustible. À chaque fois, un nouvel équilibre s'installe jusqu'à la fusion du silicium qui ne dure qu'un à quelques jours alimentant le cœur de fer qui est "froid" , ne produit pas d'énergie et est dégénéré, ce qui s'oppose à la gravitation. Il se contracte lentement en gagnant de la masse et lorsqu'elle atteint la masse de Chandrasekhar, c'est l'effondrement brutal, la pression de dégénérescence des électrons ne pouvant plus s'opposer à la gravitation (le rayon du cœur de fer passe de 1000 km environ à 10 km). La fusion du silicium cesse et l'explosion en supernova se produit.
Du coup, il n'y a pas de grande différence de la masse du cœur de fer d'une étoile à l'autre (1,3 à 1,6 masse solaire) pour une masse de l'étoile à neutrons variant typiquement de 1,3 à 1,9 masse solaire.

[roubidou]

Merci pour les réponses détaillées. En fait, la masse des étoiles à neutrons est plutôt contrainte dans une fourchette réduite.
Mais ça m'aide pas à surmonter le paradoxe que j'ai soulevé: la pression de dégénérescence étant un phénomène quantique, ce niveau de pression doit être le même d'une étoile à l'autre. Si on considère que la pression au centre dépend non seulement de la masse du coeur, mais aussi de la masse totale, les étoiles les plus massives devraient atteindre ce seuil avec un coeur plus petit et former un astre résiduel moins massif. Mais c'est pas logique: quand elles dépassent la limite supérieure, elles finissent en trous noirs - donc avec une masse supérieure à celle d'une étoile à neutrons. Ce serait contradictoire.
La masse de Chandrasekhar est-elle toujours la même, quelle que soit la masse totale de l'étoile?
Ceci dit, une étoile à neutrons, c'est pas que des neutrons, y a aussi une couche superficielle ultra-dense. Mais ça doit être un pourcentage relativement faible de la masse totale.

[A voir en vidéo sur Futura]

[Lansberg]

...les étoiles les plus massives devraient atteindre ce seuil avec un coeur plus petit et former un astre résiduel moins massif...

Plus massif car sa densité est en fait plus grande !
C'est pour ça que la masse du cœur de fer est un peu plus grande pour les étoiles de masses plus élevées (1,3 à 1,6 masse solaire ~ ).

[roubidou]

D'accord. Donc la densité du coeur avant l'implosion est plus élévée dans les étoiles massives. C'est ce qui fait la différence. Merci encore

[Gilgamesh]

Pour compléter ce qui vient d’être dit, l’examen du processus d’effondrement révèle qu’il ne met pas seulement en jeu la gravité, mais aussi les "pertes de charge" : le cœur stellaire perd ses principales sources de pression. Ce phénomène est essentiellement régi par la température : au delà du milliard de K, tout commence à partir en cacahuettes.

1) Photodésintégration
Lorsque la température dépasse environ 10¹⁰ K, les photons à l'énergie typique du corps noir atteignent une énergie d’environ 3 MeV (3 kT). Les plus énergétiques (~8 MeV) on assez d'énergie pour éroder les noyaux. Environ 10 % de l’hélium en masse est "évaporé" du fer. Cette photodésintégration consomme de l’énergie qui aurait pu soutenir l’étoile.

2) Capture d’électrons
Lorsque la densité dépasse 10¹² kg/m³, l’énergie de Fermi des électrons atteint plusieurs MeV. Les électrons sont capturés par les noyaux (comme le ⁵⁶Fe), augmentant leur ratio neutrons/protons :



Ces électrons, qui étaient la principale source de pression dans le cœur en contraction, disparaissent, accélérant encore l’effondrement.

3) Émission de neutrinos
Avec l’augmentation de la température et de la densité, l’émission de neutrinos par le processus de paires s’intensifie. Comme le coeur est transparents pour les neutrino, l'énergie rayonnée sous cette forme ne contribue pas à la pression.

=> Tous ces phénomènes sont catastrophiques pour la stabilité de l’étoile, et c'est ça in fine qui va finir par provoquer l'effondrement en chute libre du coeur de fer.


Source : Iron Core Collapse, Neutron Stars, and Nucleosynthesis

edit : un autre cours qui m'a l'air très bien à consulter sur le sujet : Evolution Massive Stars and Core-collapse Supernova