Ecole doctorale de Physique de la région Parisienne (ED107)

34 Etoiles à neutrons
très prudente) l’hypothèse qu’une supernova serait le témoignage de la transition entre
une étoile ordinaire et une étoile à neutrons : “With all reserve we advance the view that
supernovæ represent the transitions from ordinary stars into neutrons stars, which in their
final stages consist of extremely closely packed neutrons”. Leur idée, qui s’est révélée être
juste pour les supernovæ II ainsi que les Ib et Ic 1 , est que la source d’énergie à l’origine des
supernovæ est l’énergie potentielle gravitationnelle libérée par l’effondrement du cœur de
l’étoile. Par ailleurs, dès 1939, Oppenheimer et Volkoff calculèrent le premier modèle de la
structure d’une étoile à neutrons. Pour cela, ils supposèrent que l’étoile est constituée d’un
gaz de neutrons dégénéré et résolurent les équations d’Einstein stationnaires à symétrie
sphérique associées. Les équations ainsi obtenues portent aujourd’hui le nom de système
de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) et seront décrites dans le chapitre 5.
Pour ce qui est de l’observation, il fallut en revanche attendre les années soixante
pour que soit détecté le premier pulsar. Pendant longtemps, on avait cherché à observer
le rayonnement thermique d’une étoile à neutrons 2 , mais la température de surface est
tellement élevée que le spectre de corps noir est fortement décalé vers les basses longueurs
d’ondes et la partie visible très peu intense. La première observation fut donc accidentelle
et absolument sans rapport avec un rayonnement thermique de surface. Hewish et ses
collaborateurs de l’Université de Cambridge avaient en effet construit un récepteur radio
prévu pour mesurer la scintillation de sources extragalactiques quasi-ponctuelles. Or, fin
1967, Bell enregistra un signal périodique se répétant toutes les secondes de manière très
régulière. Il fut assez simple pour Hewish et Bell de comprendre que le signal n’était pas
d’origine terrestre, et après un bref moment où une source intelligente fut même envisagée,
ils conclurent que le signal provenait probablement d’une naine blanche ou d’une étoile
à neutrons 3 . En quelques mois, divers autres pulsars furent observés et le mystère fut
rapidement élucidé : les pulsars étaient des étoiles à neutrons en rotation très rapide et
possédant un très fort champ magnétique d’axe non parallèle à celui de la rotation (voir
figure 2.4). Ils ont ainsi des périodes pouvant être de l’ordre de la milliseconde, alors que
leurs champs magnétiques ont des valeurs typiquement comprises entre 10 4 et 10 9 teslas,
le champ magnétique à la surface de la Terre étant environ de 10 −5 T. Le mécanisme
d’émission du signal pulsant sera expliqué un peu plus en détails dans la section 2.3,
après une description plus précise de l’intérieur d’une étoile à neutrons.
1 Comme beaucoup de phénomènes en astrophysique, les supernovæ sont classées, pour des raisons
historiques, en fonction de leur spectre et non du mécanisme physique dont elles sont issues.
2 Ce n’est qu’en 1996 que l’on a réussi à identifier pour la première fois une étoile à neutrons isolée en
optique et en X (RXJ185635-3754). Voir Walter et al. (1996) et Walter & Matthews (1997).
3 La découverte de Hewish et Bell valut à ce premier le prix Nobel de Physique en 1974.