Ecole doctorale de Physique de la région Parisienne (ED107)

2.2 Structure interne 41
rigidité peut faire d’un pulsar en rotation rapide une source d’ondes gravitationnelles
intéressantes [voir section 1.3.3 et Haensel (1997)] ;
- une enveloppe, rigide ou non, impose des contraintes différentes à d’éventuelles oscillations
du fluide du noyau [voir chapitres 3, 4 et 5]. De plus, un tel solide peut
lui-même être le siège d’oscillations différentes de celles d’un liquide ;
- l’accrétion de matière provenant d’un éventuel compagnon sur l’enveloppe pourrait être
responsable de sursauts X ;
- etc.
2.2.3 Le noyau
Bien que le cœur d’une étoile à neutrons puisse, a priori, être composé de matière très
exotique, la preuve n’en a pas encore été faite. Et même si récemment, beaucoup d’encre
a coulé au sujet de la soi-disant découverte par la NASA de deux étoiles étranges, pour
l’une de ces deux étoiles, on est certain qu’une telle conclusion est bien trop prématurée.
Ainsi, les dernières estimations du rayon de la source X RXJ185635-3754 1 semblent indiquer
des valeurs trop faibles pour une étoile à neutrons. En effet, le rayon est évalué
à environ 6 km alors que la valeur minimale prédite par la physique nucléaire est assez
difficilement inférieure à 10 km. Puisque pour une étoile composée de quarks déconfinés
il n’y a pas de minimum 2 et que les modèles reposant sur l’hypothèse d’une étoile à neutrons
doivent être fort complexes, ce candidat est à retenir. En revanche, il a été avancé
que 3C 58, reste de la supernova SN 1181, était une étoile étrange puisqu’elle était trop
froide (étant donné son âge) pour être une étoile à neutrons. Mais Yakovlev et al., par
exemple, ont prouvé que l’existence de superfluidité au sein du cœur était une explication
suffisante [voir Yakovlev et al. (2002)]. D’ailleurs, d’une manière plus générale, plusieurs
articles précédents de ces auteurs ont montré que les contraintes sur la superfluidité des
nucléons dans les étoiles à neutrons étaient telles qu’elles autorisaient, en jouant avec divers
paramètres indéterminés, de rendre compte de toutes les observations actuelles, pour
lesquelles on connaît l’âge et la température, sans faire intervenir de matière autre que
npe [voir Kaminker et al. (2001), Yakovlev et al. (2001a) et Kaminker et al. (2002)]. Dans
tout ce qui suit, la démarche adoptée sera la même : nulle particule plus extra-ordinaire
que le muon ne sera introduite.
Par définition, le cœur d’une étoile à neutrons commence à l’endroit où n’existe plus
qu’un fluide plus ou moins homogène de neutrons, protons et électrons. En effet, à des
températures de l’ordre de 10 8−9 K pour des densités légèrement supérieures à la densité
de saturation ρ0 ∼ 2 × 10 14 g.cm −3 , les neutrinos ont un libre parcours moyen bien
supérieur au rayon de l’étoile et l’on peut considérer qu’ils s’échappent instantanément. La
1 à partir de son spectre de corps noir et de modèles d’atmosphères.
2 Cette propriété découle du fait que les étoiles de faibles masses composées de quarks sont liées par
la QCD et non par la gravitation. Pour une discussion générale de ces observations et des conclusions
actuelles, voir Gourgoulhon (2002).