Ecole doctorale de Physique de la région Parisienne (ED107)

40 Etoiles à neutrons
Figure 2.6 – Coupe représentant les principales caractéristiques de la
structure interne d’une étoile à neutrons. Source NASA. http ://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/binaries/
neutron star structure.html
est l’émission de neutrinos via les réactions dites Urca. Il faut attendre environ un million
d’années pour que la température soit inférieure à 10 8 K et que le rôle du rayonnement
électromagnétique redevienne fondamental. De même, lorsque l’on s’intéresse à l’hydrodynamique
de l’étoile (voir les chapitres 3, 4 et 5), c’est évidemment là aussi le noyau
fluide qui est l’acteur principal. Cependant, il ne faudrait pas se hâter de conclure que
l’on peut complètement négliger l’existence de l’enveloppe dans l’une ou l’autre de ces
études. Ce qui précède n’est vrai qu’en première approximation [voir Haensel (2001) et
Yakovlev et al. (2001b)] puisque :
- l’enveloppe sépare le cœur où est produite la chaleur, de l’atmosphère où les rayons X
observables sont émis. De plus, elle semble avoir un rôle assez important pour l’histoire
thermique d’une étoile âgée de moins d’une centaine (ou un millier) d’années,
noyau et enveloppe étant deux réservoirs de chaleur indépendants durant la première
année et la relaxation thermique n’étant pas instantanée ;
- à la fin de la période de refroidissement par émission de neutrinos (et au début de celle
par émission de photons), les neutrinos émis au sein de l’enveloppe jouent un rôle
non négligeable 1 ;
- le rôle de l’enveloppe rigide est fondamental dans l’évolution magnétique (rigidification
du champ), et donc dans le ralentissement régulier des pulsars (voir section 2.3),
mais aussi dans le phénomène plus irrégulier des glitches [cf. explication à l’aide de
superfluidité. Voir Baym et al. (1969), Anderson & Itoh (1975) et Carter (2001)] ;
- l’existence d’une montagne ou d’une déformation permanente de l’enveloppe liée à sa
1 Les réactions par lesquelles ils sont émis sont multiples, allant des annihilations de paires e − e + à
divers bremsstrahlung en passant par la formation de paires de Cooper. Voir Yakovlev et al. (2001b).