Ecole doctorale de Physique de la région Parisienne (ED107)

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38 Etoiles à neutrons Sutherland (équation BPS). Pour une discussion plus récente, consulter Haensel & Pichon (1994). - Une enveloppe interne (4×10 11 g.cm −3 ρ 2×10 14 g.cm −3 ), de plusieurs kilomètres d’épaisseur. Elle est constituée de noyaux très riches en neutrons, d’électrons (toujours dégénérés et relativistes) et de neutrons libres. Comme le montre la figure 2.5, lorsque la densité augmente (suite aux captures électroniques), en plus de s’enrichir en neutrons, les noyaux et le liquide neutronique changent de topologie. En effet, l’augmentation du nombre moyen de neutrons que contiennent les noyaux s’accompagne de l’augmentation de leur volume et de leur surface. Or, une forte proportion de leur énergie est de l’énergie surfacique, et il devient finalement préférable pour minimiser l’énergie libre 1 de faire des bulles de vide dans un liquide de noyaux. Vide désigne ici le liquide de Fermi neutronique [voir Lamb et al. (1978)]. Cette transition se fait par apparitions successives de différents types de pâtes. On a ainsi des spaghetti (tubes de noyaux dans un liquide de neutrons), des lasagnes (plans alternés de matière nucléaire et de liquide de neutrons) puis des anti-spaghetti (tubes de neutrons dans un continuum de matière nucléaire) avant d’arriver aux bulles de neutrons dans un liquide de noyaux [voir Lorenz et al. (1993)]. Finalement, lorsque la densité croît encore, survient un moment où les densités de neutrons interne et externe aux noyaux sont égales. Le continuum de noyaux cesse alors d’exister et commence le coeur, formé d’un liquide de neutrons et de protons, ainsi que d’un gaz d’électrons. Il faut cependant noter de plus que dès l’enveloppe interne, les neutrons présents peuvent être superfluides. Ce point sera discuté plus précisément dans la section 2.2.4. - Un noyau (ou cœur) externe (2 × 10 14 g.cm −3 ρ 5 × 10 14 g.cm −3 ) mesurant lui aussi plusieurs kilomètres d’épaisseur. Il est constitué de liquides de Fermi dégénérés de neutrons et de protons 2 (non-idéaux et non-relativistes), ainsi que d’un gaz de Fermi dégénéré (parfait et ultrarelativiste) d’électrons. Cet ensemble est nommé matière npe et résiste à la gravitation principalement grâce à l’interaction forte répulsive à courtes distances. Suivant les modèles et la température, les protons peuvent être par endroit superconducteurs et les neutrons superfluides (voir la section 2.2.4). De plus, si le potentiel chimique des électrons est supérieur à l’énergie de masse des muons, quelques muons sont présents. - Un noyau (ou cœur) interne (5×10 14 g.cm −3 ρ) complètement hypothétique dans lequel la matière subirait une autre transition de phase [voir Glendenning (2001)]. Son existence dépend de la densité centrale de l’étoile, et donc de la masse initiale du progéniteur. Ce noyau interne pourrait faire jusqu’à plusieurs kilomètres de rayon et atteindre des densités de l’ordre de plusieurs fois 10 15 g.cm −3 . Les équations d’état à de telles densités sont assez mal connues et il y a presque autant de compositions envisagées que de chercheurs travaillant sur le domaine. Pour n’en citer que quelques unes et en commençant par la moins exotique, on a : 1 à température et volume donnés donc. 2 Une fraction de quelques pour cent au maximum.
2.2 Structure interne 39 Figure 2.5 – Schéma de la structure interne d’une étoile à neutrons. Source D.P Page, Institut d’Astrophysique, Université Nationale Autonome de Mexico. http ://www.astroscu.unam.mx/neutrones/home.html ⋆ De la matière npe avec des muons, une très large fraction de protons et éventuellement quelques pions et/ou hypérons ; ⋆ Un condensat de Bose de pions, d’hypérons, kaons ou autres ; ⋆ Une structure cristalline formée de paires d’hypérons baignée par divers ingrédients ; ⋆ Un plasma quarks-gluons né avec le déconfinement des quarks (même phénomène qu’au sein des étoiles étranges) ; ⋆ Ce même plasma mais présentant des propriétés de superconductivité colorée où des diquarks de charge de couleur non nulle (ou non blanche plutôt) sont produits ; ⋆ ... De toutes les couches citées dans la description précédente, celles qui gouvernent principalement l’évolution thermique (voir la section 2.3) d’une étoile à neutrons sont celles du noyau. Elles concentrent la plus grosse fraction de la masse (plus de 99%), mais surtout les réactions qui ont les émissivités neutriniques les plus importantes y prennent place. En effet, la cause prédominante du refroidissement d’un pulsar suffisamment âgé
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