Étoile à neutrons

étoile à neutrons

La étoile à neutrons et les quarks, comme les trous noirs, sont des objets passionnants. L'astrophysique s'est suffisamment développée pour nous donner des informations très précieuses à leur sujet, ce qui nous incite à continuer d'y prêter attention, en espérant que les cosmologues puissent mieux les comprendre et nous aider à comprendre plus précisément le processus qui déclenche leur formation.

Dans cet article, nous allons vous dire tout ce que vous devez savoir sur les étoiles à neutrons, leurs caractéristiques et leur origine.

Étoile à neutrons

étoiles et trous noirs

Bien que ces étoiles à neutrons et quarks soient les véritables protagonistes de cet article, afin de les comprendre, nous nous intéressons d'abord à passer en revue le processus de vie des étoiles. Cependant, avant d'entrer dans la farine, il semble important de faire une déclaration d'intention : vous ne trouverez pas d'équation dans cet article. Ils n'ont pas besoin de comprendre de manière précise et intuitive comment fonctionnent les processus physiques passionnants qui expliquent leur formation.

Les étoiles sont constituées de nuages ​​de poussière et de gaz dispersés dans tout l'univers. Lorsque la densité d'un des nuages ​​est suffisamment élevée, la gravité va agir dessus, ce qui va favoriser l'apparition d'un mécanisme infatigable appelé contraction gravitationnelle, qui va condenser la matière contenue dans le nuage et former progressivement de petites étoiles ou protoétoiles. Cette étape de l'évolution stellaire est appelée séquence principale, dans laquelle les étoiles obtiennent de l'énergie par contraction gravitationnelle.

Origine

origine des étoiles à neutrons

Sur 70 % de la masse d'une étoile est de l'hydrogène, 24 à 26 % de l'hélium et les 4 à 6 % restants sont une combinaison d'éléments chimiques plus lourd que l'hélium. La vie de chaque étoile est affectée par sa composition initiale, mais plus important encore, elle est profondément affectée par sa masse, qui n'est rien de plus que la quantité de matière que la gravité peut accumuler et condenser dans une partie de l'espace.

Fait intéressant, les étoiles plus massives consomment du carburant beaucoup plus rapidement que les étoiles moins massives, donc comme nous le verrons tout au long de cet article, elles ont une durée de vie plus courte et, surtout, sont plus violentes et spectaculaires. Au fur et à mesure que la contraction gravitationnelle condense la matière contenue dans le nuage, sa température augmente progressivement.

Si la quantité de matière accumulée est suffisamment importante, les conditions de pression et de température requises pour la fusion spontanée des noyaux d'hydrogène par des réactions de fusion nucléaire apparaîtront dans le noyau. Lorsque la température du cœur de la protoétoile atteint 10 millions de degrés Celsius, l'inflammation de l'hydrogène se produit. Le moment où ces conditions se produisent est le moment où le four nucléaire est allumé. et l'étoile entame une phase appelée séquence principale, au cours de laquelle elle tire de l'énergie de la fusion des noyaux d'hydrogène.

Fusion du noyau

univers et étoiles

Le produit de la fusion d'hydrogène est un nouveau noyau d'hélium, donc la composition de l'étoile commence à changer. Dans ce processus, une grande quantité d'énergie est libérée et les étoiles sont obligées de se réajuster constamment pour maintenir l'équilibre hydrostatique. Astrophysiciens ils ont des outils mathématiques qui peuvent décrire ce processus très précisément, mais ce qui nous intéresse, c'est de savoir que l'équilibre hydrostatique est la masse qui maintient l'étoile stable.

Pour y parvenir, il est essentiel que deux forces opposées coexistent et se compensent. L'un d'eux est la contraction gravitationnelle, qui, comme nous l'avons vu, comprime la matière de l'étoile, la serrant sans pitié. L'autre est la pression du rayonnement et du gaz, qui est le résultat de l'allumage d'un four nucléaire, qui essaie d'élargir l'étoile. Le réajustement constant que subissent les étoiles lorsqu'elles consomment de l'hydrogène et produisent de nouveaux noyaux d'hélium est responsable de son maintien en équilibre, donc la contraction gravitationnelle d'une part, le rayonnement et la pression du gaz d'autre part, sont tenus à distance.

Dans ce processus, le noyau de l'étoile est forcé de se contracter pour augmenter sa température et empêcher l'effondrement gravitationnel. S'il ne peut pas s'équilibrer en raison de la pression du rayonnement et du gaz, il est voué à l'effondrement gravitationnel. Si la masse de l'étoile est suffisamment grande, son noyau se réchauffera et se compressera tellement que lorsque l'hydrogène sera épuisé, le noyau d'hélium va fusionner. A partir de ce moment, un processus appelé triple alpha va commencer.

Caractéristiques de l'étoile à neutrons

Ce phénomène décrit le mécanisme par lequel trois noyaux d'hélium fusionnent pour produire un noyau de carbone, et il se produit à une température supérieure à la température de fusion des noyaux d'hydrogène. Dans ce processus, l'étoile continuera à consommer ses réserves d'hélium, à produire des noyaux de carbone et à se réajuster pour maintenir un équilibre parfait, encore une fois grâce aux effets combinés de la contraction gravitationnelle et du rayonnement et de la pression des gaz. C'est alors qu'il n'arrêtera pas de produire du carbone.

Lorsque cet élément est épuisé dans le cœur, il se réajuste, se comprime et élève à nouveau sa température pour éviter l'effondrement gravitationnel. À partir de ce moment, le noyau de carbone s'enflammera par le processus de fusion nucléaire et commencera à produire des éléments chimiques plus lourds.

Bien qu'au cœur de l'étoile, la fusion du carbone se produise dans la couche supérieure immédiate, l'allumage de l'hélium reste inchangé. Et surtout cet hydrogène. Dans le processus de nucléosynthèse stellaire, nom du processus au cours duquel des réactions nucléaires se produisent au sein de ces objets, les étoiles prennent une structure hiérarchique semblable à un oignon. Les éléments les plus lourds sont au cœur, et à partir de là, nous trouvons des éléments de plus en plus légers les uns après les autres.

Les étoiles sont en fait responsables de la production des éléments chimiques. En elle sont synthétisés l'oxygène, le carbone, l'hydrogène, l'azote, le calcium et le phosphore qui constituent 99% de la masse de notre corps. Et les éléments chimiques qui composent les 1% restants. La matière qui nous compose n'est pas seulement nous, mais tout ce qui nous entoure vient littéralement des étoiles.

J'espère qu'avec ces informations, vous pourrez en apprendre davantage sur l'étoile à neutrons et ses caractéristiques.


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