Bienvenue dans ce deuxième article de la série sur la mort des étoiles ! Après la naine blanche, il est temps de s’intéresser aux étoiles à neutrons.
En effet, les étoiles de masse comprise entre 10 et 30 M☉(masses solaires) environ, donnent naissance à ce que l’on appelle des étoiles à neutrons lorsqu’elles ne peuvent plus accomplir la nucléosynthèse. C’est donc sous cette forme que vont « mourir » les étoiles dont la masse est comprise entre 10 M☉ et 30 M☉.
Mais alors qu’est-ce qu’une étoile à neutrons et comment se forme-t-elle ? Je vous propose d’aller voir tout ça en commençant par une petite description !
Table des matières
Forme d’une étoile à neutrons
Une étoile à neutrons est, comme la naine blanche, un objet extrêmement dense. Elle ne mesure que 20 à 40 kilomètres de diamètre et possède une masse volumique d’environ mille milliards de tonnes par litre. Ce qui est énorme !
Vous vous souvenez, je vous avais dit que la naine blanche avait une masse volumique d’une tonne par cm3. Ici, on parle donc d’une masse volumique mille milliards de fois plus importante que celle d’une naine blanche.
Cette dernière était déjà démesurée par rapport aux objets que l’on peut trouver sur Terre… Cela s’explique évidemment par son faible diamètre qui concentre une masse incroyable. D’ailleurs, les étoiles à neutrons sont tellement petites que l’on ne peut pas les observer directement.
Sachez que, contrairement à ce que son nom indique, une étoile à neutrons n’est plus une étoile. Eh oui, encore un nom trompeur ! En effet, elle ne réalise plus la nucléosynthèse stellaire et ne peut donc plus être considérée comme une étoile.
Par ailleurs, vous l’aurez sans doute compris, les étoiles à neutrons se constituent essentiellement de… neutrons. C’est quoi un neutron ?
On va rester simple, pas d’explication profonde sur la nature du neutron. Sachez seulement qu’il s’agit d’une particule électriquement neutre composant le noyau des atomes.
Pour rappel, les atomes sont ce qui forme les molécules et la matière, et donc par extension vous et moi.
Je ne rentre volontairement pas dans les détails de la composition des étoiles à neutrons pour ne pas compliquer trop cet article.
Mais cela ne vous empêche pas d’aller faire un tour par exemple ici, pour comprendre un peu mieux leur constitution.
Autres caractéristiques
Les étoiles à neutrons tournent très rapidement sur elles-mêmes. Leur vitesse de rotation est de l’ordre de plusieurs dizaines de tours par seconde.
Par ailleurs, l’une des caractéristiques principales de ce type d’astre est qu’il possède un champ magnétique très élevé. Pour vous donner une idée, il est de l’ordre de 108 teslas. Mais bien sûr, cela ne vous parle pas beaucoup comme ça.
C’est pour cette raison qu’on va d’abord répondre à une question : c’est quoi un champ magnétique ?
Le champ magnétique
J’imagine que vous savez tous ce qu’est un aimant ? Il s’agit d’un objet qui exerce une force d’attraction sur les matériaux dits ferromagnétiques (qui sont sensibles à cette force d’aimantation). Par exemple, le fer est un matériau ferromagnétique.
Donc, si vous approchez un aimant suffisamment près de lui, il ira se coller contre cet aimant.
Un aimant possède deux pôles, un pôle Nord et un pôle Sud. Et ces deux pôles sont reliés par un champ magnétique. Les pôles identiques se repoussent et les pôles opposés s’attirent.
Le champ magnétique d’un aimant est la zone dans laquelle le pouvoir attractif de ce dernier s’exerce. Il peut être observé simplement grâce à de la limaille de fer par exemple.
Peut-être que certains d’entre vous ont déjà fait l’expérience qui va suivre à l’école. Prenez un peu de limaille de fer et dispersez-en sur une petite zone de la table. Placez l’aimant au centre de la limaille et vous verrez cette dernière s’organiser d’elle-même tout autour de lui. Les lignes que vous voyez apparaître autour de votre aimant représentent son champ magnétique.
Maintenant que vous le visualisez, prenez un petit objet en métal, une aiguille par exemple. Disposez-la en dehors de la zone délimitée par la limaille de fer : rien ne se passe. À présent, placez-la à l’intérieur de cette zone : elle est instantanément attirée par l’aimant.
Champ magnétique des étoiles à neutrons
Je ne vais pas rentrer plus dans les détails sur le magnétisme, ce n’est pas le propos de cet article.
Mais, sachez que notre Terre est elle aussi un énorme aimant, tout comme notre Soleil d’ailleurs. Elle possède son propre champ magnétique (légèrement plus important que celui du magnet qui trône sur la porte de votre frigo…).
C’est en outre ce champ magnétique qui nous protège des éruptions solaires.
Si vous souhaitez en apprendre plus sur ce phénomène, je vous invite à regarder cet épisode de C’est Pas Sorcier qui comme d’habitude est très bien fait !
Pour vous donner une idée, le champ magnétique terrestre est de l’ordre de 50 μT (le symbole μT signifie 1.10-6 tesla donc ici 50 μT = 0,00005 tesla). Ce qui, après un rapide calcul, nous dit que celui d’une étoile à neutrons est en moyenne 2.1012 (deux mille milliards ou deux billions) fois plus important que celui de notre planète.
Je n’aurais pas dû vous dire que le champ magnétique d’une étoile à neutrons était très élevé… Nan, j’aurais dû vous dire qu’il était incommensurable. Et encore, je ne suis même pas sûre que ce terme soit suffisamment fort. Il est si difficile de se représenter de telles amplitudes de valeurs !
Mais ce n’est pas fini… On distingue deux grands types d’étoiles à neutrons : le magnétar et le pulsar. Voyons tout de suite le premier d’entre eux.
Magnétar
Selon les scientifiques, environ une étoile à neutrons sur 10 000 serait un magnétar. Mais alors qu’est-ce qu’un magnétar ?
Vous vous souvenez, juste avant je vous parlais du champ magnétique énorme d’une étoile à neutrons. Eh bien, accrochez-vous…
Le magnétar, ou magnétoile est une étoile à neutrons dont le champ magnétique peut aller jusqu’à 1011 teslas !! Il est donc 2.1015 (soit deux millions de milliards ou deux billiards) fois plus important que celui de la Terre. Je vous avais prévenu que ce n’était pas fini !
Autant vous dire que je n’aimerais pas être un objet ferromagnétique s’aventurant à proximité d’un tel astre…
Si vous avez déjà essayé d’éloigner un corps en fer d’un aimant puissant, vous pouvez imaginer sans difficulté qu’il ne fait pas bon se balader avec vos clefs dans la poche à proximité de ces petites étoiles…Vous l’aurez compris, le magnétar est une étoile à neutrons qui possède la particularité d’avoir un champ magnétique très élevé.
Ce dernier, qui le caractérise, ne peut se former que si la vitesse de rotation de l’étoile de départ était considérable et évidemment, si son champ magnétique était lui aussi important.
Enfin, les magnétars (tout comme les pulsars) émettent des radiations électromagnétiques de haute énergie, telles que les rayons X et gamma.
Ces petits objets sont si puissants qu’en 2004, l’explosion du magnétar SGR 1806-20 ou (PSR J1808-2024 si vous préférez…) a affectée l’atmosphère supérieure de la Terre alors qu’il était situé à quelques 50 000 années-lumière d’elle…
Comme le dirait une certaine marque de lessive, les magnétars sont petits, mais puissants ! Sur cette merveilleuse blague, passons maintenant à la deuxième grande catégorie d’étoiles à neutrons : les pulsars.
Pulsar
Le terme pulsar vient de l’anglais « pulsating star ». Ce genre d’étoile à neutrons tire son nom du fait qu’il produit un signal périodique.
En effet, les pulsars émettent un fort rayonnement électromagnétique dans la direction de leur axe magnétique tout en tournant rapidement sur eux-mêmes. Ainsi, cela donne l’impression d’une pulsation régulière, un peu comme le faisceau d’un phare la nuit.
Sachez qu’il existe plusieurs catégories de pulsars en fonction du type de rayons qu’ils émettent. Avant de vous les présenter, je souhaite faire un point sur les types de rayonnements. Ce sera plus parlant si vous savez à quoi ils correspondent.
Différents types de rayonnements
Vous commencez peut-être à le savoir si vous avez lu les articles précédents, mais un rappel ne fait pas de mal. La lumière est une onde électromagnétique.
Onde électromagnétique
Une onde peut être décrite comme une sorte de vague. Elle est caractérisée par trois informations : la distance entre chaque sommet de crête, la hauteur de la crête, et sa vitesse de déplacement.
La distance entre chaque crête est également appelée longueur d’onde et c’est elle qui nous intéresse ici. En effet, chaque longueur d’onde correspond, pour la lumière, à une couleur différente. On peut ainsi décomposer l’onde électromagnétique qu’est la lumière en plusieurs longueurs d’onde.
Je vous ai déjà présenté dans mes articles précédents un spectre de décomposition de la lumière blanche. Mais, ce spectre ne comprenait que les longueurs d’onde visibles. En effet, la lumière blanche contient en réalité beaucoup plus de longueurs d’onde différentes, invisibles à nos yeux.
Ce sont ces longueurs d’onde qui nous intéressent ici. Ce sont elles qui caractérisent les pulsars que je vais vous présenter. Voici donc un spectre complet, avec à la fois la partie visible et ce qui l’entoure.
Observer ce que l’on ne peut voir…
Je sens qu’une question vous embête… En effet, puisque je viens de vous dire que certaines de ces longueurs d’onde n’étaient pas visibles, comment est-il possible qu’on les détecte lorsqu’elles sont émises par des pulsars ?
C’est en effet quelque chose qui peut paraître surprenant, on arrive à voir des choses qui sont par définition invisibles à nos sens.
Eh bien, l’être humain n’est pas totalement idiot (ouais je sais c’est un choc pour moi aussi) et il a donc inventé des appareils capables de détecter ces ondes.
D’ailleurs, le télescope James Webb qui va prendre la suite de Hubble dès 2021 en est un exemple.
Crédits : NASA/Desiree Stover
Ce petit monsieur est capable de voir une toute petite partie du spectre visible, dans des teintes orange jusqu’au rouge. Mais il est aussi et surtout capable de voir dans les infrarouges proches et moyens.
Voilà pour les petites explications ! Maintenant que, je l’espère, ces histoires de rayonnements sont un peu plus claires pour vous, allons voir nos pulsars !
Ou pas… Non avant je voudrais préciser autre chose… Le nom des pulsars… Un sujet fâcheux.
Désignation des pulsars
Vous l’avez peut-être remarqué, les noms de ces objets sont pour le moins étranges…
Avant que vous ne vous mettiez à me souhaiter à tes souhaits chaque fois que je vous présente un pulsar, voyons ensemble comment sont construits leurs noms.
Mais avant, une petite minute histoire ! Le premier pulsar a été découvert en 1967 par Jocelyn Bell. Elle était alors étudiante en thèse à l’Université de Cambridge (Angleterre). L’étoile a été nommé PSR B1919+21. PSR pour Pulsating Source of Radio, et les chiffres qui suivent symbolisent son ascension droite et sa déclinaison.
Pour ceux qui souhaitent obtenir plus d’explications pour ces deux termes, je vous invite à aller voir l’article de Laura sur les montures équatoriales.
Ainsi, à travers l’exemple du tout premier, on comprend un peu mieux le choix de ces noms à rallonge. Eh oui, j’ai profité de cette minute histoire pour vous expliquer le système de nomenclature !
“Attends une minute… Le magnétar que tu nous as présenté lui il s’appelait SGR machin truc…” C’est exact ! Puisque vous suivez aussi bien, vous méritez des explications aussi pour celui-là !
En réalité, l’abréviation SGR signifie Soft Gamma Repeater, ou en français Sursauteur Gamma Mou. Les scientifiques ne sont pas très au clair concernant ces objets. Ils pensent qu’ils s’agiraient d’étoiles à neutrons particulières, mais n’en sont pas vraiment sûrs.
Dans le cas de notre exemple, il s’agissait bien d’un magnétar. D’ailleurs, j’ai pris soin de vous donner son nom dans la nomenclature des pulsars (parce que oui on l’utilise aussi pour les magnétars…).
Maintenant que vous êtes incollable sur la signification des noms de ces objets, allons (enfin !) en découvrir les différents types.
Pulsar radio
Le premier type, le pulsar radio, est caractérisé par son émission d’ondes radio. Ce sont les plus nombreux d’entre eux. Les ondes radio, pour rappel, possèdent une longueur d’onde située entre 1 mm et 33 km environ. Oui, je suis d’accord cela fait une sacrée plage !
Je ne pourrais malheureusement pas développer beaucoup sur ces pulsars, car on trouve trop peu d’informations sur eux… Mais rassurez-vous, j’ai plein d’informations sur les autres types !
Pulsar X
Vous l’aurez sans doute compris, la seconde catégorie, le pulsar X, se caractérise par son émission dans les rayons X (entre 0,001 nm et 10 nm).
Actuellement, on connaît plusieurs dizaines de pulsars X. Parmi ceux que l’on connaît, on peut citer par exemple PSR B0531+21. Plus connu sous le nom de Pulsar du Crabe, il se trouve dans la nébuleuse du Crabe.
Vous ne pouvez malheureusement pas le voir sur cette photo, mais le pulsar du Crabe est bien là.
Il a été découvert en 1968 et c’est d’ailleurs l’un des premiers à avoir été détecté. Il est très jeune puisqu’on estime qu’il s’est formé il y a moins de mille ans. Nous verrons ensemble plus loin comment on estime l’âge des pulsars.
Un autre pulsar connu est PSR B0833-45 (pulsar des Voiles ou encore pulsar de Vela). Il est parfois qualifié de cousin du pulsar du Crabe en raison de leur similarité.
Enfin, le pulsar Centaurus X-3, observé pour la première fois en mai 1967 est le premier pulsar X découvert. Comme son nom l’indique, il se situe dans la constellation du Centaure.
Je vous en mets un petit schéma, mais ce n’est pas la peine de la chercher dans le ciel français. Eh oui, il s’agit d’une constellation de l’hémisphère sud, elle est donc invisible depuis la France métropolitaine.
Pulsar gamma
Les pulsars gamma émettent eux des rayons gamma. Quelle surprise n’est-ce pas ? Mais ce que vous ne savez sûrement pas c’est que quasiment tous les pulsars X et gamma sont également des pulsars radio !
En 2008, le GLAST ou Fermi Gamma-Ray Space Telescope (Télescope spatial à rayons gamma Fermi en Français) était lancé.
Avant cette date, seuls sept pulsars gamma avaient été découverts. Depuis son lancement, plus de cent pulsars gamma ont été détectés. Sacrée performance n’est-ce pas ?
Parmi ces nombreux pulsars, on retrouve le pulsar du Crabe et celui des Voiles.
En effet, ces deux pulsars émettent également dans les rayons gamma. Ces derniers possèdent des longueurs d’onde inférieures à 1 pm (picomètre).
Le picomètre correspond à une longueur 1012 (1000 milliards ou 1 billion) fois plus petite qu’un mètre. C’est petit, même moi à côté je suis une géante…
Pour continuer un peu sur les rayons gamma, sachez qu’ils font partie des rayons les plus dangereux pour l’être humain. En d’autres termes, évitez la proximité d’un pulsar gamma. Ce n’est pas le bon spot pour des vacances réussies…
Pulsar X anormal
Les pulsars X anormaux sont nommés ainsi, car leur émission de rayons X est supérieure à l’émission maximale qu’ils devraient normalement avoir.
Ils ne font donc pas totalement partie de la catégorie des pulsars X. On note également qu’ils possèdent un champ magnétique très élevé.
Par ailleurs, seul un peu plus de dix pulsars X anormaux sont connus dans notre Galaxie. Pour vous donner une idée, on connaissait au total environ 2 000 pulsars, tous types confondus en 2007.
Les pulsars X anormaux n’en représentent donc pas une grosse part. Ils sont d’ailleurs encore mal connus aujourd’hui. On sait néanmoins qu’ils ont une vitesse de rotation plutôt faible pour des pulsars. En effet, elle est comprise 6 et 12 secondes environ.
Le premier pulsar de ce type a été découvert en 1981.
Pulsar millisecondes
Enfin, le dernier type, les pulsars millisecondes sont des pulsars qui possèdent un champ magnétique très faible. Cela est principalement dû au fait que ce type de pulsars est âgé.
Je reviens sur le terme « très faible » puisqu’il s’agit quand même d’une étoile à neutrons, donc vous vous en doutez, ce n’est pas si faible que cela ! Et en effet, il est de l’ordre de 104 teslas, ce qui est encore 200 000 000 fois plus important que celui de la Terre ! C’est là que l’expression « tout est relatif » prend tout son sens !
Les pulsars millisecondes tirent leur nom de leur vitesse de rotation très élevée. En effet, ils tournent sur eux-mêmes à une vitesse comprise entre une et dix millisecondes.
À titre de comparaison, la Terre met vingt-quatre heures à effectuer une rotation complète sur elle-même. Un pulsar de ce type possède donc une période de révolution environ 8 640 000 fois plus rapide que celle de notre planète.
Si vous souhaitez découvrir davantage de pulsars intéressants, je vous propose d’aller jeter un œil sur cette page. Elle recense un peu plus de 70 pulsars particuliers. Certains d’entre eux possèdent même une page entière qui leur est consacrée.
De quoi vous faire découvrir de jolies choses ! En attendant, je vous propose une parenthèse sur l’estimation de l’âge des pulsars.
Estimation de l’âge des pulsars
Comme vous avez pu le voir précédemment, nous sommes capables de « dater » les pulsars. Mais alors comment diable les astrophysiciens s’y prennent-ils ? C’est ce que nous allons voir dans cette partie.
Je vous ai dit que ce qui caractérisait un pulsar, c’était le fait qu’il tourne rapidement sur lui-même. Eh bien, figurez-vous qu’il y a corrélation entre la période de rotation d’un pulsar et son âge.
Enfin, sous certaines conditions, cela ne fonctionne pas pour tous les pulsars et il ne s’agit que d’une estimation. Il est important d’insister là-dessus. Concrètement, comment cela fonctionne ?
Âge caractéristique
Cela repose sur une supposition. Celle-ci indique que la vitesse de rotation d’un pulsar diminue avec le temps, en raison de son rayonnement électromagnétique.
Ainsi, on en déduit une formule qui relie la période de rotation d’un pulsar ainsi que sa variation à l’âge du pulsar.
Je vous épargne les équations et autres calculs permettant de le déterminer. Mais, il est donc possible d’estimer l’âge d’un pulsar à partir du ralentissement de sa période de rotation. Dans ce cas, on parle de l’âge caractéristique d’un pulsar.
Néanmoins, ce n’est pas la seule méthode et je vais vous en présenter rapidement une autre. Il s’agit de l’âge cinématique.
Âge cinématique
Le principe est plutôt simple à comprendre même si en pratique c’est une technique un peu complexe à mettre en œuvre, surtout qu’il est difficile d’obtenir une grande précision.
L’âge cinématique correspond au temps mis par le pulsar pour se déplacer de sa position d’origine à son endroit actuel.
Cette technique repose sur plusieurs hypothèses. Notamment, les pulsars étant des étoiles à neutrons, ils naissent de la mort d’étoiles massives. Or, nous l’avons déjà évoqué, les étoiles massives possèdent une durée de vie relativement courte.
On considère donc que les pulsars naissent dans des régions où les étoiles se forment. Par conséquent, elles n’ont pas le temps de s’en éloigner avant de mourir.
Ainsi, on part du principe que les pulsars naissent dans ce que l’on appelle le plan galactique. Il se situe au milieu de la zone dans laquelle se trouve la majorité des étoiles des galaxies dites aplaties. Cette zone est appelée disque.
Notre galaxie, la Voie lactée, étant une galaxie spirale, appartient à cette catégorie. Cependant, sous la violence de l’explosion en supernova qui donne naissance au pulsar, celui-ci s’éloigne du plan galactique.
Des calculs permettent de connaître cette vitesse d’éloignement, qui permettra ensuite de connaître l’âge du pulsar par de nouveaux calculs.
Je vous les épargne ici, l’objectif n’est pas de vous donner la migraine ! Mais, sachez qu’il est possible de déterminer une estimation de l’âge d’un pulsar ainsi.
Voilà, vous avez une petite idée de la façon dont on détermine l’âge d’un pulsar. Si vous souhaitez approfondir sur le sujet, je vous laisse quelques liens utiles sur l’âge caractéristique et l’âge cinématique.
Maintenant que vous connaissez mieux les étoiles à neutrons, intéressons-nous à leur formation.
Naissance d’une étoile à neutrons
Tout comme pour les naines blanches, les étoiles à neutrons naissent lorsqu’une étoile ne peut plus accomplir la nucléosynthèse. Les réactions nucléaires ne compensent plus la gravitation, et l’astre commence à s’effondrer.
Pour rappel, la nucléosynthèse stellaire est la fusion d’atomes légers qui a lieu au cœur d’une étoile. C’est ce mécanisme qui permet de former les différents atomes qui nous composent vous et moi. Il est également responsable de l’étincellement de l’étoile.
En effet, cette réaction libère énormément d’énergie notamment sous forme de particules, les photons, qui constituent la lumière. Par ailleurs, cette énergie compense la gravité, empêchant ainsi l’étoile de s’effondrer sur elle-même.
Malheureusement (ou plutôt heureusement), ces réactions ne se déroulent pas éternellement. En effet, au bout d’un certain temps, plutôt court pour les étoiles à neutrons, car elles sont massives, elles s’arrêtent.
L’étoile a consommé tout son carburant et ne peut plus poursuivre la nucléosynthèse stellaire. Plus rien ne compense alors la gravitation et l’étoile s’effondre.
Dans le cas d’une étoile à neutrons, cet écroulement s’accompagne d’un autre phénomène. Les couches superficielles s’effondrent sur l’étoile et rebondissent créant ce que l’on appelle les explosions de supernovae.
Vous vous souvenez je vous en ai parlé un peu dans l’article sur les naines blanches. Je vous ai dit qu’il y en avait deux types. Pour les étoiles à neutrons, on parle de supernovae à effondrement de cœur. Mais nous verrons cela dans un autre article, un peu de patience !
Pour en revenir à notre étoile, contrairement à la supernova thermonucléaire, le cœur de l’étoile n’est pas détruit. Il reste en effet au centre du rémanent de supernova. Et c’est ce résidu compact que l’on nomme étoile à neutrons.
À présent, parlons un peu d’une future étoile à neutrons bien connue : Bételgeuse.
Bételgeuse
Vous la connaissez sans doute, Bételgeuse fait partie de la constellation d’Orion !
Elle forme également le triangle d’Hiver avec Sirius et Procyon.
Il s’agit de la 9ème étoile la plus brillante du ciel nocturne. Eh bien, cette magnifique supergéante rouge possède une masse d’environ 15 M☉. Vous l’aurez compris, elle va donc grossir puis exploser en supernova pour donner ensuite une étoile à neutrons.
Elle a d’ailleurs déjà entamé la première étape puisqu’elle est au stade de supergéante. Elle a donc quitté la séquence principale bien qu’elle ne soit en réalité âgée que de quelques millions d’années.
En effet, étant environ 1 000 fois plus grosse que le Soleil, mais également 15 fois plus massive, sa durée de vie s’en trouve diminuée. Pour vous aider à vous représenter un peu mieux sa taille, voici ce que cela donnerait si on la plaçait à la place du Soleil.
Aujourd’hui âgée de quelques millions d’années, elle va mourir d’ici quelques milliers d’années environ. Enfin, Bételgeuse se trouvant à environ 500 années-lumière de nous, il se peut qu’elle soit en réalité déjà morte.
Eh oui, pour rappel, lorsque nous observons une étoile située à 500 années-lumière de nous, nous la voyons telle qu’elle était il y a 500 ans.
Dans tous les cas, quand elle mourra, la supernova qui en résultera sera tellement brillante qu’elle sera visible en pleine journée et pendant plusieurs jours. Ça donnerait presque envie de souhaiter qu’elle meure bientôt non ?
Quant à nous, il nous reste encore une interrogation… Que se passe-t-il pour les étoiles dont la masse est supérieure à 30 M☉?
Trous noirs
Eh oui, nous avons vu ce qu’il se passait pour les étoiles dont la masse est inférieure à 10 M☉. Elles donnent des naines blanches. Puis, dans cet article nous venons de voir les étoiles à neutrons, qui naissent des étoiles de 10 à 30 M☉.
Mais que se passe-t-il pour les étoiles dont la masse est supérieure à 30 M☉ ? Au-delà de 30 M☉, et de ce que l’on appelle la limite d’Oppenheimer-Volkoff, une étoile donne un trou noir.
Je sais ce que vous pensez ! Vous pensez que je vais maintenant vous annoncer que nous verrons ces objets dans un prochain article…
Eh bien, oui mais non. Ce serait effectivement la suite logique pour cette série sur la mort des étoiles.
Mais vous n’êtes peut-être pas sans savoir que j’ai déjà écrit deux longs articles sur ces objets fascinants. Si vous ne les avez pas lus, ils sont disponibles ici et ici.
De mon côté, je vous propose un petit schéma pour récapituler. Il vous présente les différentes morts des étoiles en fonction de leur masse.
Pour conclure
Nous avons à présent terminé notre petit voyage à la découverte des étoiles à neutrons. Il s’agissait du deuxième article de la série sur la mort des étoiles.
Ainsi, avec les deux articles sur les trous noirs et celui sur les naines blanches, nous avons fait le tour des différentes morts.
Mais, il nous reste un dernier élément à voir pour compléter le sujet. Vous l’aurez peut-être deviné, je parle évidemment des supernovae !
Le prochain article de cette série sur la mort des étoiles sera donc consacré à ces merveilles de l’Univers.
En attendant, j’espère que cet article vous a plu et que vous avez appris des choses ! Pour ne pas risquer de rater l’explosion en supernova de Bételgeuse, n’oubliez pas de garder la tête dans les étoiles !
Cet article est essentiellement fondé sur des recherches personnelles dans des livres et magazines scientifiques ainsi que des documentaires. Il est néanmoins possible que certaines informations ne soient pas tout à fait exactes ou qu’elles soient incomplètes. Si vous en voyez, nous tenons à nous excuser et nous serions ravies que vous nous le fassiez savoir dans les commentaires.