Une étoile à neutrons est un objet stellaire ayant une masse équivalente à 1.4 multipliée par la masse du soleil, même si elle a la taille d’une petite ville. Typiquement, ils ont un diamètre d'environ 12.4 miles, ce qui implique qu'ils sont si denses que, sur Terre, une cuillerée à thé pèserait plus de milliards de tonnes. En raison de leur petite taille et de leur densité massive, ils possèdent une force gravitationnelle extrêmement élevée équivalente à celle de 2x10.11 fois la gravité de la terre. Les étoiles à neutrons ont également les champs magnétiques les plus forts qui pourraient être un milliard, voire des milliards de fois plus puissants que tous les champs magnétiques rencontrés sur terre. La gravité est si forte sur les étoiles à neutrons qu'elles peuvent plier de manière significative le rayonnement de l'étoile dans ce que l'astronome appelle la lentille gravitationnelle. La flexion peut être si énorme que les astronomes peuvent observer l'arrière de l'étoile à neutrons.
Comment sont formées les étoiles à neutrons?
Les étoiles à neutrons ont leur origine dans une autre étoile plus grande, qui pourrait avoir une masse de 4 à 8 multipliée par la masse de notre soleil solaire. Lorsque ces énormes étoiles finissent de brûler leur énergie nucléaire, elles subissent une explosion de supernovae qui souffle sur la couche extérieure de l'étoile et le noyau interne s'effondre à cause de la gravité. L'effondrement est si énorme que les électrons et les protons se combinent pour former des neutrons. C'est ainsi qu'ils s'appellent l'étoile à neutrons. Les étoiles à neutrons sont des restes de la supernova et peuvent apparaître comme des objets stellaires isolés ou comme système binaire. avec d'autres étoiles ou étoiles à neutrons. Les astronomes peuvent établir la masse d'un neutron lorsqu'ils se trouvent dans un système binaire. La puissance de la supernova à l'origine de l'étoile à neutrons pourrait donner à l'étoile à neutrons un spin de rotation pouvant aller jusqu'à 43,000 fois par minute. La vitesse pourrait ralentir avec le temps.
Structure des étoiles à neutrons
La structure d'une étoile à neutrons comporte généralement quatre couches clés. Sa croûte extérieure part des surfaces et atteint quelques kilomètres. Cette couche est composée d'électrons libres et de noyaux atomiques. La densité de cette zone est d'environ une tonne pour chaque centimètre cube. La croûte interne est la couche suivante où les neutrons libres, les électrons libres et les noyaux atomiques se mélangent pour créer une couche solide dense. Le noyau externe est une autre couche située plus profondément et à l'état liquide composée de protons, de neutrons, de muons et d'électrons libres coexistant. Au-dessous du noyau externe se trouve le noyau interne, qui est une région mystérieuse et les particules dans cette zone se comportent de manière imprévisible. La densité à l'intérieur du noyau est si énorme que la description de l'interaction entre les particules est problématique car la connaissance des forces fortes est limitée à de telles densités.
Rencontre avec les étoiles à neutrons
L'étoile à neutrons possède des champs magnétiques extrêmement puissants pouvant atteindre plusieurs milliards de fois la force du champ magnétique terrestre. On estime que si un tel magnétar passe plus près de la Terre à une distance d'environ 100,000, il effacera les données de chaque carte de crédit de la planète. Cependant, aucune des étoiles à neutrons n’est aussi proche. Dans 2004, un tel magnetar a connu une explosion incroyable montrant l'un des objets les plus brillants jamais vus dans le ciel. Les phénomènes ont provoqué une perturbation dans notre ionosphère terrestre, qui a été enregistrée dans le monde entier. On estime qu'il était situé à des années-lumière de 50,000.
