Les étoiles à neutrons. la matière très dense, de l'infiniment petit aux étoiles. Laboratoires LUTH Meudon, IPN Orsay

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1 Les étoiles à neutrons la matière très dense, de l'infiniment petit aux étoiles. Laboratoires LUTH Meudon, IPN Orsay

2 Qu'est ce qu'une étoile à neutrons? A quoi cela vous fait penser?

3 Expérience 1: Quelle est la composition de ces deux objets de même forme, de même taille, peints de la même couleur?

4 Réponse: Objet 1: Polystyrène de densité ~ 0.1 g/cm3 Objet 2: Plomb ( Pb ) de densité 11 g/cm3 Mot clé 1: Densité C'est la densité (rapport masse / volume) qui à permis de déterminer la composition de ces objets. Existe-t-il des matériaux plus denses?

5 La densité Les étoiles à neutrons sont des milliards de fois plus denses que l'or ou le plutonium. Est-ce qu'il existe un autre matériaux aussi dense qui composerait ces étoiles?

6 Densité moyenne dans le système solaire La densité au coeur de la Terre atteint 10 g/cm^3 et au coeur du soleil 150 g/cm^3. Pourquoi la densité au centre de ces objets est plus grande?

7 La pression Réponse: La pression au centre des étoiles comme des planètes est très grande et donc elle augmente la densité de la matière en la comprimant N/m N/m N/m N/m2 Quand on emprisonne un objet, et qu'on appuie dessus, celui-ci résiste à l 'écrasement. C'est à cause des forces de pression.

8 La pression N/m N/m2 L'eau de la mer appuie sur la baleine. La matière vivante est emprisonnée dans les parois des cellules et elle est comprimée par l'atmosphère, l'eau de mer... Quelle est la force qui est à l'origine de cet écrasement?

9 L'interaction gravitationnelle Dans une étoile comme dans une planète le poids de la matière exerce une force de compression dirigée vers le centre. La gravitation: -Agit à très longue distance. -Agit sur tout ce qui a une masse. Il n'y a pas de masse négative. Donc, toutes les masses ajoutent leur effets. (En d'autres termes, on ne peut pas faire de bouclier anti-gravitation).

10 L'interaction gravitationnelle. Elle est à l'origine : -de la chute des corps (vie quotidienne) et du poids -De la cohésion du système solaire -De la cohésion des galaxies Représentation du système solaire. Distance Terre-Soleil 150 millions de Km Galaxie spiral NGC année lumière = 9400 milliards de Km

11 L'équilibre mécanique La Terre, le Soleil..., ne s'éffondrent pas car il y a équilibre mécanique. F = 0 Les forces de pression s'opposent à la gravitation. Mais la pression n'est pas une interaction fondamentale. Quelles interactions fondamentales donnent naissance à cette pression?

12 La force électromagnétique Dans la matière ordinaire c'est l'interaction électromagnétique qui est a l'origine de cette pression de répulsion. Agit sur tout ce qui a une charge électrique (électrons, protons...). Elle est à l'origine de l'attraction ou de répulsion des charges (force de Coulomb). Agit à très longue distance. Elle agit sur ce qui a un moment magnétique (force magnétique). Elle est à l'origine : -de la chimie, -de la structure des solides (cristaux...), -de la lumière, etc. Mais de quoi est composée la matière ordinaire?

13 Les atomes La matière ordinaire est constituée de petites briques : les atomes. Les électrons forment un nuage autour du noyau (lié par la force Coulombienne). Distance ~ m. Le noyau, très petit, est formé de protons et de neutrons. Cohésion : interaction forte. Dimensions : ~ m. Représentation schématique d'un atome d'hydrogène. Un électron autour d'un noyau (1 proton). Masse neutron ~ masse proton ~ 2000 x masse électron.

14 Le grand vide de l'atome, l'extrême densité du noyau. Si l'on grossissait mille milliards de fois un atome d'hydrogène: * le noyau (constitué d'un seul proton) aurait une taille d'un millimètre et aurait une masse de 1,7 millions de tonnes! * l'unique électron aurait une taille inférieure à un micron (un millième de millimètre) et aurait une masse de 900 tonnes! * cet électron "tournerait" autour du noyau dans un volume d'environ 100m de diamètre: ce serait la taille de cet atome d'hydrogène, tout le reste étant vide! Si un atome avait la taille de la Tour Eiffel son noyau (ayant presque toute la masse) serait comme une coccinelle.

15 Les atomes C'est donc les nuages d'électrons des atomes qui se repoussent par interaction électromagnétique qui créent la pression. On connaît plus d'une centaine d'atomes stables. Une molécule déposée sur un réseau cristallin d'atomes. [Lab. de Photo-Physique Moléculaire, Université d'orsay.] Comment ont été créés les éléments atomiques?

16 La fournaise au cœur des étoiles. Expérience 2: Essayez de comprimer de l'air dans une pompe à vélo. Quand la matière est comprimée, elle chauffe. Ce qui permet d'amorcer la fusion nucléaire des noyaux atomiques. Bethe Gamow Dans les années 1930, avec la découverte des réactions nucléaires, on comprend que les étoiles en leur cœur transforment des noyaux atomiques.

17 La fournaise au cœur des étoiles Dans le soleil, conversion (fusion) de l'hydrogène en hélium. Dans des étoiles plus massives, d'autres réactions créent du carbone, de l'oxygène, de l'azote etc,... jusqu'au fer. Ces réactions dégagent de l'énergie : c'est la source de chaleur et donc de pression qui maintient l'étoile à l'équilibre. Sur terre, on cherche depuis des années à utiliser la fusion nucléaire comme source d'énergie. Voici l'intérieur du réacteur JET (Joint European Torus) près d'oxford (à gauche: vide, à droite: en marche) Quelles interactions interviennent dans ces réactions?

18 Les interactions forte et faible. Les réaction nucléaires font intervenir les interactions fortes et faible Elles Agissent à très courte distance. Elles sont à l'origine : -de la cohésion des noyaux des atomes -de la radio-activité Mais que se passe-t-il quand les réactions nucléaires n'ont plus rien à transformer?

19 La fin des étoiles Dans ce cas, le cœur de l'étoile refroidit, donc la pression baisse. L 'étoile s'effondre c'est-à-dire la matière de l'étoile tombe vers le centre de l'astre. Quand cette chute s'arrête-elle? Que deviennent les étoiles?

20 La supernova Si l'étoile est très massive (> 8 masses solaires) la matière au centre est très comprimée et atteint la densité des noyaux atomiques. Les neutrons et protons commencent à se toucher répulsion due à l'interaction forte + capture des électrons par les protons pour donner des neutrons.

21 La supernova La matière rebondit, une partie repart vers l'espace. Elle se disperse, comme dans une explosion. C'est une supernova. Expérience 3: les balles C'est une explosion extrêmement violente. La nébuleuse du Crabe est la matière éjectée lors de l'explosion de la supernova de Elle est a 6000 années lumière de nous. Que devient la partie restant au centre?

22 Les étoiles ''mortes'' La partie restante au centre de l'étoiles comprimée devient parfois une étoile à neutrons. Qu'est ce qu'une étoile à neutrons?

23 Les étoiles à neutrons La nébuleuse du Crabe est la matière éjectée lors de l'explosion de la supernova de En son centre réside l'étoile à neutrons créée à partir du cœur de l'étoile massive d'origine.

24 Les étoiles à neutrons En 1932 Chadwick découvrait le neutron. En 1933 Baade, Zwicky prédisaient l'existence des étoiles à neutrons. Richard Tolman George Volkoff En 1939, Robert Oppenheimer, George Volkoff, et Richard Tolman calculent des modèles d'étoiles à neutrons. Il prédisent: -une étoile d'un rayon d'environ 15 Km -d'une masse d'environ 2Ms La densité moyenne est donc celle du noyaux atomique soit 10^14 g/cm^3 On sait que les étoiles tournent, par exemple le Soleil fait un tour en ~ 27 jours. Que se passe-t-il si on comprime une étoile en rotation?

25 La rotation rapide des étoiles a neutrons Expérience 3: La chaise tournante. (remplacé par un film) C'est due à la conservation du moment cinétique. C'est une sorte de mesure de la quantité de rotation. Lors de la contraction d'une étoile se transformant en étoile à neutrons, la distance à l'axe de rotation diminue fortement. La vitesse de rotation doit par contre s'accroître fortement. On passe d'une rotation en quelques semaines à une rotation en quelques secondes, ou quelques millisecondes. Est ce une rotation rapide? Lysacek

26 La rotation rapide des étoiles a neutrons Avec un rayon d'environ 15km et une période de rotation de 10 millisecondes cela représente une vitesse d'environ Km/s soit 1/30eme de la vitesse de la lumière. C'est donc une période de rotation très rapide pour ces objets. V Comment peut-on mesurer la période de rotation? V V

27 Des étoiles à neutrons qui clignotent On modélise les étoiles à neutrons comme des phares, ceux ci étant liés aux intenses champs magnétiques environnant l'étoile. On ne reçoit les ondes (radio) que lorsqu'on est dans l'axe du faisceau. On les appelle des pulsars. Leur ''clignotement'' régulier nous donne leur période de rotation. Avec ce modèle, beaucoup de pulsars nous échappent, si l'on n'est pas balayé par le faisceau. Expérience 4: Le globe tournant.

28 Des étoiles à neutrons qui clignotent On modélise les étoiles à neutrons comme des phares, ceux ci étant liés aux intenses champs magnétiques environnant l'étoile. On ne reçoit les ondes (radio) que lorsqu'on est dans l'axe du faisceau. On les appelle des pulsars. Leur ''clignotement'' régulier nous donne leur période de rotation. Avec ce modèle, beaucoup de pulsars nous échappent, si l'on n'est pas balayé par le faisceau. Expérience 4: Le globe tournant. Tour Eiffel [crédit Paris de Photigule] S'il n'y avait pas de brume, on ne verrait le faisceau qu'en étant dans son axe.

29 1967, du côté des radioastronomes Anthony Hewish et son étudiante Jocelyn Bell étudient la scintillation du ciel en ondes radio. J. Bell trouve une source oscillant à T = 1,37 s. La période des oscillations est d'une constance jamais vue. Comment un signal si rapide et régulier peut-il provenir de l'espace? Signal de vie extra-terrestre? «Little green men»...on attend 2 mois pour publier l'observation... Pulsar = pulsations régulières Les étoiles à neutrons sont-elles toutes des pulsars? Jocelyn Bell n'a pas eu le prix Nobel, mais A. Hewish l'a eu en 1974.

30 Des étoiles à neutrons qui ne pulsent pas? RX J : une étoile à neutrons toute simple : Elle n'émet pas comme un pulsar car probablement que l'on est pas balayé par le faisceau. Le rayonnement (UV) est causé (comme une ampoule électrique) par sa température élevée en surface, T= K. A à la limite des possibilités des grands télescopes. On en connaît une dizaine d'autres qui ne pulsent pas Que sait-on de plus sur ces étoiles?

31 Observation en rayon X du ciel Image du ciel complet (sauf zone noire) observer en rayon X par le satellite Rosat en 1996.

32 Observation en rayon Gamma du ciel Localisation de différentes sources de rayon Gamma (trous noirs, étoiles à neutrons, inconnu...) grâce au satellite Intégral en 2003

33 La structure de l'étoile Modèles théoriques de la structure interne d'une étoile à neutrons. Comment on a trouvé ces modèles?

34 A partir de modèles de matière dense La densité du cœur est supérieure à celle du noyau atomique! A l'intérieur des nucléons : Les neutrons et les protons sont très proches. Que se passe-t-il s'ils commencent à se toucher? Un nouvel état de la matière peut éventuellement apparaître qui est composé de quarks et de gluons. Cet état de la matière est étudié au CERN (Genève) et pourrait aussi avoir existé dans les 10-7s qui ont suivi le big-bang. proton Plasma quarks-gluons Détecteur ALICE Collisionneur souterrain du CERN neutron

35 A partir de la gravitation d'einstein La gravitation a été décrite par Newton en Elle sera mieux décrite par Einstein en 1915 avec la relativité générale. La relativité générale prédit l'existence de nouvelles ondes dites gravitationnelles qui permettrons de décrire mieux les étoiles à neutrons. Detecteur d'onde gravitationnelle Franco-Italien VIRGO à Pise.

36 Des étoiles aussi dense qu'un noyau atomique Oui, c'est possible : à la fin de la vie de certaines étoiles, la matière est comprimée par la gravitation (et en partie repoussée par l'interaction forte...) On en connaît ~ 200 sous forme de pulsars et quelques unes qui ne pulsent pas. Les conjectures de Landau, Baade et Zwicky dans les années 1930 étaient bonnes, mais il aura fallu plus de quarante ans pour les confirmer car de telles étoiles sont difficiles à observer.

37 Vela : Restes de l'étoile qui a explosé, et dont le coeur s'est condensé en pulsar. [image Greg Bradley]. Merci de votre attention.

38 Annexe

39 L'état de la matière : plusieurs modèles d'étoiles à neutrons... ou à quarks. Les nucléons sont fait de up et down. Protons : uud, neutron : udd. Quand un neutron et un proton se touchent, les quarks peuvent aller de l'un à l'autre. La notion de proton et de neutron peut alors perdre son sens, remplacée par une sorte de soupe (un plasma) de quarks. proton On peut théoriquement fabriquer des assemblées de quarks (bien plus que 2 ou 3) sous des conditions de densité extrêmes. Cela a du se produire dans les 10-7s qui ont suivi le big-bang. Cela pourrait être le cas dans certaines étoiles à neutrons. neutron

40 Dans les étoiles Masse solaire : MS = kg Masses stellaires : 0,2 MS < M <100 MS A cause de leur masse, la matière des étoiles tend à tomber vers leur centre (gravitation). Mais si tout tombait au milieu, l'étoile serait infiniement comprimée. Des forces de pression s'y opposent. Elles découlent de collisions entre les composants du gaz (forces électromagnétiques). Amas ouvert d'étoiles NGC 1818 dans le grand nuage de Magellan.

41 L'état de la matière : plusieurs modèles d'étoiles à neutrons... ou à quarks. [image Sky and Telescope] Dans les étoiles à neutrons et à quarks, la pression est due à l'interaction forte. La matière de quarks est plus compressible qu'un gaz de neutrons. Donc une étoile à quarks serait plus petite. Mais une étoile à neutrons est confinée par la gravitation. Une étoile à quark serait bien plus fortement confinée par les interactions entre quarks. Une étoile à quark serait comme une sorte de noyau atomique géant. La densité y serait même plus élevée.

42 Les équations d'état, plusieurs modèles d'étoiles à neutrons... ou à quarks.

43 La nébuleuse du Crabe en radio nchrotron : lectrons tournant dans le champ magnétique de la nébuleuse. magnétique trouve sa source dans ce qui est au centre (le reste de l étoile qui a explosé). Credit : NRAO.

44 Voir près du pulsar Very Large Telescope (8,2 m), European Southern Observatory

45 L éclat en lumière visible varie au même rythme qu en radio, 30 fois par seconde. Crédit : Kitt Peak Observatory

46 Rappel sur le spectre électromagnétique