Le Cygne noir 2017

Le Cygne noir 2017

Journal des élèves de l'IPSA Paris

La naissance des étoiles à neutrons

Mis en ligne en janvier 2017

Tout commence dans le vide de l’Univers, avec les trous noirs, ces immenses objets célestes qui engloutissent tout sur leur passage. La pression extrême, due à la densité infinie présente en leur centre, reproduit les conditions du Big Bang.

Schéma explicatif de la modification de l’espace-temps

Les trous noirs proviennent d’étoiles à neutrons, qui elles-mêmes proviennent de l’effondrement d’une étoile.

Au cours de la formation d’une étoile, les particules de poussière présentes dans l’Univers s’attirent les unes des autres sous l’effet de la force gravitationnelle jusqu’à former un bloc de matière qui acquiert alors de l’énergie, puis apparaît un amas de gaz qui se met à chauffer, puis à rayonner. L’astre formé est une proto-étoile. Ce n’est pas encore une étoile, car l’astre continue à se comprimer sur lui-même et n’est pas stable. À la température de dix millions de degrés Celsius, l’hydrogène va se mettre à fusionner, donnant de l’hélium.

 

SUPERNOVA : étape 1

Ces réactions thermonucléaires libèrent une énergie phénoménale et génèrent une pression très forte vers l’extérieur, ce qui va faire augmenter le volume de cette proto-étoile.
Mais en se dilatant, la proto-étoile va devenir moins dense et donc se refroidir. Les réactions thermonucléaires, baisseront ainsi d’intensité, et la gravité va faire se comprimer cet astre sur lui-même. Ce va-et-vient permet à l’astre de se stabiliser. Sa pression interne, qui compense la gravité, l’empêche de s’effondrer sur lui-même. L’astre formé commence sa vie d’étoile.
Au cœur de cette étoile, les chocs de gravité produisent une chaleur tellement intense que les électrons sont arrachés de leurs atomes, qui sont réarrangés.
Les éléments plus légers, comme l’hydrogène et l’hélium, fusionnent pour en former de plus lourds comme le calcium, l’oxygène, le silicium ou le fer. Ainsi, lorsqu’elle a fabriqué assez de fer, donc qu’elle a consommé toute son énergie nucléaire, et que la masse de son noyau est supérieure à la limite de Chandrasekhar*, qui est de 1,44 masse solaire, les électrons, ne pouvant plus s’échapper de la force gravitationnelle, vont pénétrer dans les noyaux atomiques, pour fusionner avec des protons, donnant des neutrons.

SUPERNOVA : étape 2

Quand l’astre n’est quasiment plus composé que de neutrons, les neutrons devront suivre le principe d’exclusion de Pauli, qui est que deux charges ne peuvent se trouver dans un même endroit en même temps. C’est-à-dire qu’ils devront prendre de la vitesse pour s’échapper de la force gravitationnelle, ce qui va créer une agitation neutronique, appelée pression de dégénérescence des neutrons, qui est plus forte que la force gravitationnelle. Le noyau explose brutalement. Ce phénomène est appelé explosion de supernova. C’est l’explosion la plus puissante de l’Univers.

 

SUPERNOVA : étape 3

Le reste de cette explosion est une étoile à neutrons stable, qui plus tard pourra donner un trou noir. Ces objets célestes sont donc bien une des clés pour comprendre la formation de notre Univers.

Jonathan Canela

Limite de Chandrasekhar

Quand une étoile s’effondre sur elle-même, son cœur est stable et devient une naine blanche si sa masse est inférieure à 1,44 masse solaire, sinon la gravité devient supérieure à la pression de dégénérescence des électrons, elle continue de s’effondrer sur elle-même et donne suite à une supernova.

 

Pour en savoir plus

Les images de supernova transmises par le télescope spatial Hubble

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