étoile à neutrons, n’importe laquelle d’une classe d’étoiles extrêmement denses et compactes que l’on pense être composée principalement de neutrons. Les étoiles à neutrons ont généralement un diamètre d’environ 20 km (12 miles). Leurs masses varient entre 1,18 et 1,97 fois celle du soleil, mais la plupart sont 1,35 fois celle du Soleil. Ainsi, leurs densités moyennes sont extrêmement élevées-environ 1014 fois celle de l’eau. Cela se rapproche de la densité à l’intérieur du noyau atomique, et à certains égards, une étoile à neutrons peut être conçue comme un noyau gigantesque., On ne sait pas avec certitude ce qui se trouve au centre de l’étoile, où la pression est la plus grande; les théories incluent les hyperons, les kaons et les pions. Les couches intermédiaires sont principalement des neutrons et sont probablement dans un État” superfluide ». Le 1 km extérieur (0,6 mile) est solide, malgré les températures élevées, qui peuvent atteindre 1 000 000 K. La surface de cette couche solide, où la pression est la plus faible, est composée d’une forme de fer extrêmement dense.,

Geminga pulsar, imagé dans les longueurs d’onde des rayons X par L’Observatoire XMM-Newton en orbite autour de la Terre. La paire de « queues” lumineuses de rayons X délimite les bords d’une onde de choc en forme de cône produite par le pulsar lorsqu’il se déplace dans l’espace presque perpendiculairement à la ligne de visée (du bas à droite au haut à gauche de l’image).,

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Un aperçu des supernovae et des étoiles à neutrons.

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Une autre caractéristique importante des étoiles à neutrons est la présence de champs magnétiques très forts, au-dessus de 1012 gauss (le champ magnétique terrestre est 0.,5 gauss), ce qui provoque la polymérisation du fer de surface sous la forme de longues chaînes d’atomes de fer. Les atomes individuels deviennent comprimés et allongés dans la direction du champ magnétique et peuvent se lier ensemble de bout en bout. Sous la surface, la pression devient beaucoup trop élevée pour que des atomes individuels existent.

la découverte des pulsars en 1967 a fourni la première preuve de l’existence d’étoiles à neutrons. Les Pulsars sont des étoiles à neutrons qui émettent des impulsions de rayonnement une fois par tour., Le rayonnement émis est généralement des ondes radio, mais les pulsars sont également connus pour émettre dans les longueurs d’onde optiques, X et gamma. Les très courtes périodes, par exemple, des pulsars Crab (NP 0532) et Vela (33 et 83 millisecondes, respectivement) excluent la possibilité qu’ils soient des naines blanches. Les impulsions résultent de phénomènes électrodynamiques générés par leur rotation et leurs forts champs magnétiques, comme dans une dynamo. Dans le cas des pulsars radio, les neutrons à la surface de l’étoile se désintègrent en protons et en électrons., Lorsque ces particules chargées sont libérées de la surface, elles pénètrent dans le champ magnétique intense qui entoure l’étoile et tournent avec elle. Accélérées à des vitesses approchant celle de la lumière, les particules émettent un rayonnement électromagnétique par émission synchrotron. Ce rayonnement est libéré sous forme de faisceaux radio intenses provenant des pôles magnétiques du pulsar.

Pulsar Vela

Le Pulsar de Vela, comme on le voit par la Chandra X-ray Observatory.

NASA / CXC / PSU / G. Pavlov et al.,

de Nombreux binaire sources de rayons X, tels que Hercule X-1, contiennent des étoiles à neutrons. Les objets cosmiques de ce type émettent des rayons X par compression de matériaux provenant d’étoiles compagnons accrétés sur leurs surfaces.

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Les étoiles à neutrons sont également considérées comme des objets appelés transitoires radio rotatifs (Rrat) et comme des magnétars. Les Rrat sont des sources qui émettent des sursauts radio simples mais à des intervalles irréguliers allant de quatre minutes à trois heures., La cause du phénomène RRAT est inconnue. Les magnétars sont des étoiles à neutrons fortement magnétisées qui ont un champ magnétique compris entre 1014 et 1015 gauss.

la plupart des chercheurs pensent que les étoiles à neutrons sont formées par des explosions de supernova dans lesquelles l’effondrement du noyau central de la supernova est stoppé par l’augmentation de la pression neutronique lorsque la densité du noyau augmente à environ 1015 grammes par cm cube. Si le noyau qui s’effondre est plus massif qu’environ trois masses solaires, cependant, une étoile à neutrons ne peut pas être formée et le noyau deviendrait vraisemblablement un trou noir.