Étoile à neutrons

Une étoile à neutrons est le noyau effondré d'une étoile supergéante massive . Elle résulte de l' explosion en supernova d'une étoile massive , combinée à un effondrement gravitationnel , qui comprime le noyau au-delà de la densité d'une naine blanche jusqu'à celle d' un noyau atomique . À l'exception des trous noirs , les étoiles à neutrons sont la classe d'objets stellaires la plus petite et la plus dense connue. Elles ont un rayon de l'ordre de 10 kilomètres (6 miles) et une masse d'environ 1,4 M _☉ . Les étoiles qui s'effondrent en étoiles à neutrons ont une masse totale comprise entre 10 et 25 masses solaires ( M _☉ ), voire plus pour celles qui sont particulièrement riches en éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium .

Une fois formées, les étoiles à neutrons ne génèrent plus activement de chaleur et de froid au fil du temps, mais elles peuvent encore évoluer par collisions ou accrétion . La plupart des modèles de base de ces objets impliquent qu'ils sont composés presque entièrement de neutrons , car la pression extrême provoque la combinaison des électrons et des protons présents dans la matière normale en neutrons supplémentaires. Ces étoiles sont partiellement empêchées de s'effondrer davantage par la pression de dégénérescence des neutrons , tout comme les naines blanches sont empêchées de s'effondrer par la pression de dégénérescence des électrons . Cependant, cela n'est pas suffisant en soi pour maintenir un objet au-delà de 0,7 M _☉ et les forces nucléaires répulsives contribuent de plus en plus à soutenir des étoiles à neutrons plus massives. Si l'étoile rémanente a une masse dépassant la limite de Tolman–Oppenheimer–Volkoff , qui varie de 2,2 à 2,9 M _☉ , la combinaison de la pression de dégénérescence et des forces nucléaires est insuffisante pour soutenir l'étoile à neutrons, provoquant son effondrement et la formation d'un trou noir . L'étoile à neutrons la plus massive détectée jusqu'à présent, PSR J0952–0607 , est estimée à2,35 ± 0,17 M _☉ .

Les étoiles à neutrons nouvellement formées peuvent avoir des températures de surface de dix millions de K ou plus. Cependant, comme les étoiles à neutrons ne génèrent pas de chaleur nouvelle par fusion, elles refroidissent inexorablement après leur formation. Par conséquent, une étoile à neutrons donnée atteint une température de surface d'un million de K lorsqu'elle a entre mille et un million d'années. Des étoiles à neutrons plus anciennes et encore plus froides sont encore faciles à découvrir. Par exemple, l'étoile à neutrons bien étudiée RX J1856.5−3754 a une température de surface moyenne d'environ 434 000 K. À titre de comparaison, le Soleil a une température de surface effective de 5 780 K.

La matière des étoiles à neutrons est remarquablement dense : une boîte d'allumettes de taille normale contenant de la matière d'étoile à neutrons aurait un poids d'environ 3 milliards de tonnes, soit le même poids qu'un morceau de 0,5 kilomètre cube de la Terre (un cube avec des arêtes d'environ 800 mètres) à partir de la surface de la Terre.

Lorsque le noyau d'une étoile s'effondre, sa vitesse de rotation augmente en raison de la conservation du moment angulaire , de sorte que les étoiles à neutrons nouvellement formées tournent généralement à une vitesse pouvant atteindre plusieurs centaines de fois par seconde. Certaines étoiles à neutrons émettent des faisceaux de rayonnement électromagnétique qui les rendent détectables en tant que pulsars, et la découverte des pulsars par Jocelyn Bell Burnell et Antony Hewish en 1967 a été la première observation suggérant l'existence d'étoiles à neutrons. L'étoile à neutrons la plus rapide connue est PSR J1748−2446ad , qui tourne à une vitesse de 716 fois par seconde ou 43 000 tours par minute , ce qui donne une vitesse linéaire (tangentielle) à la surface de l'ordre de 0,24 c (soit près d'un quart de la vitesse de la lumière ).

On estime qu'il y a environ un milliard d'étoiles à neutrons dans la Voie lactée et au minimum plusieurs centaines de millions, un chiffre obtenu en estimant le nombre d'étoiles ayant subi des explosions de supernovae . Cependant, beaucoup d'entre elles existent depuis longtemps et se sont considérablement refroidies. Ces étoiles émettent très peu de rayonnement électromagnétique ; la plupart des étoiles à neutrons détectées ne se produisent que dans certaines situations où elles émettent un rayonnement, par exemple si elles sont un pulsar ou une partie d'un système binaire. Les étoiles à neutrons à rotation lente et non accrétrices sont difficiles à détecter, en raison de l'absence de rayonnement électromagnétique ; cependant, depuis la détection par le télescope spatial Hubble de RX J1856.5−3754 dans les années 1990, quelques étoiles à neutrons proches qui semblent émettre uniquement un rayonnement thermique ont été détectées.

Les étoiles à neutrons des systèmes binaires peuvent subir une accrétion, auquel cas elles émettent de grandes quantités de rayons X. Au cours de ce processus, de la matière se dépose à la surface des étoiles, formant des « points chauds » qui peuvent être sporadiquement identifiés comme des systèmes de pulsars à rayons X. De plus, de telles accrétions sont capables de « recycler » les vieux pulsars, ce qui leur fait gagner de la masse et tourner extrêmement rapidement, formant ainsi des pulsars millisecondes . De plus, les systèmes binaires tels que ceux-ci continuent d' évoluer , de nombreux compagnons devenant finalement des objets compacts tels que des naines blanches ou des étoiles à neutrons elles-mêmes, bien que d'autres possibilités incluent une destruction complète du compagnon par ablation ou collision.

L'étude des systèmes d'étoiles à neutrons est au cœur de l'astronomie des ondes gravitationnelles . La fusion d'étoiles binaires à neutrons produit des ondes gravitationnelles et peut être associée à des kilonovae et à des sursauts gamma de courte durée . En 2017, les sites d'interféromètres LIGO et Virgo ont observé GW170817 , la première détection directe d'ondes gravitationnelles provenant d'un tel événement. Avant cela, des preuves indirectes de l'existence d'ondes gravitationnelles ont été déduites en étudiant la gravité rayonnée par la désintégration orbitale d'un autre type de système binaire à neutrons (non fusionné), le pulsar de Hulse-Taylor .

Toute étoile de la séquence principale dont la masse initiale est supérieure à 8 M _☉ (huit fois la masse du Soleil ) a le potentiel de devenir une étoile à neutrons. Au fur et à mesure que l'étoile s'éloigne de la séquence principale, la nucléosynthèse stellaire produit un noyau riche en fer. Lorsque tout le combustible nucléaire du noyau a été épuisé, le noyau doit être soutenu uniquement par la pression de dégénérescence. D'autres dépôts de masse provenant de la combustion de la coquille font que le noyau dépasse la limite de Chandrasekhar . La pression de dégénérescence des électrons est surmontée et le noyau s'effondre davantage, provoquant une augmentation des températures à plus de5 × 10 ⁹ K (5 milliards de K). À ces températures, la photodésintégration (la décomposition des noyaux de fer en particules alpha en raison de rayons gamma de haute énergie) se produit. Alors que la température du noyau continue d'augmenter, les électrons et les protons se combinent pour former des neutrons par capture d'électrons , libérant un flot de neutrinos . Lorsque les densités atteignent une densité nucléaire de4 × 10 ¹⁷ kg/m ³ , une combinaison de répulsion de force forte et de pression de dégénérescence des neutrons arrête la contraction. L'enveloppe extérieure de l'étoile en contraction est arrêtée et rapidement projetée vers l'extérieur par un flux de neutrinos produit lors de la création des neutrons, ce qui donne naissance à une supernova et laisse derrière elle une étoile à neutrons. Cependant, si le reste a une masse supérieure à environ 3 M _☉ , il devient à la place un trou noir.

Lorsque le noyau d'une étoile massive est comprimé lors d'une supernova de type II ou de type Ib ou Ic , et s'effondre en étoile à neutrons, il conserve la majeure partie de son moment angulaire . Comme il n'a qu'une infime fraction du rayon de son parent (ce qui réduit considérablement son moment d'inertie ), une étoile à neutrons se forme avec une vitesse de rotation très élevée, puis, sur une très longue période, elle ralentit. On sait que les étoiles à neutrons ont des périodes de rotation d'environ 1,4 ms à 30 s. La densité de l'étoile à neutrons lui confère également une gravité de surface très élevée , avec des valeurs typiques allant de10 ¹² à10 ¹³ m/s ² (plus de10 ¹¹ fois celle de la Terre ). Une mesure de cette immense gravité est le fait que les étoiles à neutrons ont une vitesse de libération de plus de la moitié de la vitesse de la lumière . La gravité de l'étoile à neutrons accélère la matière qui tombe à une vitesse énorme, et les forces de marée près de la surface peuvent provoquer une spaghettification .

L' équation d'état des étoiles à neutrons n'est pas connue actuellement. En effet, les étoiles à neutrons sont le deuxième objet le plus dense connu de l'univers, seulement moins dense que les trous noirs. La densité extrême signifie qu'il n'y a aucun moyen de reproduire le matériau sur Terre en laboratoire, ce qui est la façon dont les équations d'état pour d'autres choses comme les gaz idéaux sont testées. L'étoile à neutrons la plus proche est à plusieurs parsecs, ce qui signifie qu'il n'y a aucun moyen réalisable de l'étudier directement. Bien qu'il soit connu que les étoiles à neutrons devraient être similaires à un gaz dégénéré , elles ne peuvent pas être modélisées strictement comme tel (comme le sont les naines blanches) en raison de la gravité extrême. La relativité générale doit être prise en compte pour l'équation d'état des étoiles à neutrons, car la gravité newtonienne n'est plus suffisante dans ces conditions. Des effets tels que la chromodynamique quantique (QCD) , la supraconductivité et la superfluidité doivent également être pris en compte.

Dans les étoiles à neutrons à densités extraordinairement élevées, la matière ordinaire est comprimée jusqu'à atteindre des densités nucléaires. Plus précisément, la matière va des noyaux enfouis dans une mer d'électrons à faible densité dans la croûte externe, aux structures de plus en plus riches en neutrons dans la croûte interne, à la matière uniforme extrêmement riche en neutrons dans le noyau externe, et peut-être à des états exotiques de matière à haute densité dans le noyau interne.

La compréhension de la nature de la matière présente dans les différentes couches des étoiles à neutrons et des transitions de phase qui se produisent aux limites de ces couches constitue un problème majeur non résolu de la physique fondamentale. L’équation d’état des étoiles à neutrons code des informations sur la structure d’une étoile à neutrons et nous indique ainsi comment la matière se comporte aux densités extrêmes que l’on trouve à l’intérieur de ces étoiles. Les contraintes sur l’équation d’état des étoiles à neutrons fourniraient alors des contraintes sur le fonctionnement de la force forte du modèle standard , ce qui aurait de profondes implications pour la physique nucléaire et atomique. Cela fait des étoiles à neutrons des laboratoires naturels pour sonder la physique fondamentale.

Par exemple, les états exotiques que l'on peut trouver au cœur des étoiles à neutrons sont des types de matière QCD . Aux densités extrêmes au centre des étoiles à neutrons, les neutrons sont perturbés, donnant naissance à une mer de quarks. L'équation d'état de cette matière est régie par les lois de la chromodynamique quantique et comme la matière QCD ne peut être produite dans aucun laboratoire sur Terre, la plupart des connaissances actuelles à son sujet ne sont que théoriques.

Différentes équations d'état conduisent à différentes valeurs de quantités observables. Bien que l'équation d'état ne relie directement que la densité et la pression, elle conduit également au calcul d'observables comme la vitesse du son, la masse, le rayon et les nombres de Love . Comme l'équation d'état est inconnue, de nombreuses équations ont été proposées, telles que FPS, UU, APR, L et SLy, et il s'agit d'un domaine de recherche actif. Différents facteurs peuvent être pris en compte lors de la création de l'équation d'état, tels que les transitions de phase.

Un autre aspect de l’équation d’état est de savoir si elle est souple ou rigide. Cela se rapporte à la pression exercée à une certaine densité énergétique et correspond souvent à des transitions de phase. Lorsque la matière est sur le point de passer par une transition de phase, la pression aura tendance à augmenter jusqu’à ce qu’elle passe dans un état de matière plus confortable. Une équation d’état souple aurait une pression qui augmente doucement par rapport à la densité énergétique, tandis qu’une équation rigide aurait une augmentation plus marquée de la pression. Dans les étoiles à neutrons, les physiciens nucléaires testent encore si l’équation d’état doit être rigide ou souple, et parfois elle change au sein des équations d’état individuelles en fonction des transitions de phase au sein du modèle. C’est ce qu’on appelle l’équation d’état qui se raidit ou s’assouplit, en fonction du comportement précédent. Comme on ne sait pas de quoi sont faites les étoiles à neutrons, il est possible d’explorer différentes phases de la matière dans l’équation d’état.

Les étoiles à neutrons ont une densité globale de3,7 × 10 ¹⁷ à5,9 × 10 ¹⁷ kg/m ³ (2,6 × 10 ¹⁴ à4,1 × 10 ¹⁴ fois la densité du Soleil), qui est comparable à la densité approximative d'un noyau atomique de3 × 10 ¹⁷ kg/m ³ . La densité augmente avec la profondeur, variant d'environ1 × 10 ⁹ kg/m ³ à la croûte à une valeur estimée6 × 10 ¹⁷ ou8 × 10 ¹⁷ kg/m ³ plus profondément à l'intérieur. La pression augmente en conséquence, d'environ3,2 × 10 ³¹ Pa à la croûte interne à1,6 × 10 ³⁴ Pa au centre.

Une étoile à neutrons est si dense qu'une cuillère à café (5 millilitres ) de sa matière aurait une masse supérieure à5,5 × 10 ¹² kg , soit environ 900 fois la masse de la Grande Pyramide de Gizeh . La masse entière de la Terre à la densité d'une étoile à neutrons tiendrait dans une sphère de 305 m de diamètre, soit environ la taille du télescope d'Arecibo .

Dans la littérature scientifique populaire, les étoiles à neutrons sont parfois décrites comme des noyaux atomiques macroscopiques . En effet, les deux états sont composés de nucléons et partagent une densité similaire à un ordre de grandeur près. Cependant, à d'autres égards, les étoiles à neutrons et les noyaux atomiques sont très différents. Un noyau est maintenu ensemble par l' interaction forte , tandis qu'une étoile à neutrons est maintenue ensemble par la gravité . La densité d'un noyau est uniforme, tandis que les étoiles à neutrons sont censées être constituées de plusieurs couches de compositions et de densités variables.

Étant donné que les équations d'état des étoiles à neutrons conduisent à des observables différents, comme des relations masse-rayon différentes, de nombreuses contraintes astronomiques pèsent sur les équations d'état. Celles-ci proviennent principalement de LIGO , un observatoire d'ondes gravitationnelles, et de NICER , un télescope à rayons X.

Les observations de pulsars dans des systèmes binaires par NICER, à partir desquelles la masse et le rayon des pulsars peuvent être estimés, peuvent contraindre l'équation d'état des étoiles à neutrons. Une mesure de 2021 du pulsar PSR J0740+6620 a pu contraindre le rayon d'une étoile à neutrons de 1,4 masse solaire à12.33+0,76
−0,8km avec une confiance de 95 %. Ces contraintes de masse-rayon, combinées aux calculs de la théorie du champ effectif chiral , renforcent les contraintes sur l'équation d'état de l'étoile à neutrons.

Les chercheurs en physique nucléaire et atomique commencent à proposer des équations d'état théoriques (telles que FPS, UU, APR, L, SLy et autres). Les équations d'état proposées peuvent ensuite être transmises aux chercheurs en astrophysique qui exécutent des simulations de fusions d'étoiles à neutrons binaires . À partir de ces simulations, les chercheurs peuvent extraire des formes d'ondes gravitationnelles , étudiant ainsi la relation entre l'équation d'état et les ondes gravitationnelles émises par les fusions d'étoiles à neutrons binaires. En utilisant ces relations, on peut contraindre l'équation d'état de l'étoile à neutrons lorsque des ondes gravitationnelles provenant de fusions d'étoiles à neutrons binaires sont observées. Les simulations de relativité numérique antérieures de fusions d'étoiles à neutrons binaires ont trouvé des relations entre l'équation d'état et les pics dépendants de la fréquence du signal d'onde gravitationnelle qui peuvent être appliqués aux détections LIGO . Par exemple, la détection LIGO de la fusion d'étoiles à neutrons binaires GW170817 a fourni des limites sur la déformabilité des marées des deux étoiles à neutrons, ce qui a considérablement réduit la famille d'équations d'état autorisées. Les futurs signaux d'ondes gravitationnelles avec des détecteurs de nouvelle génération comme Cosmic Explorer peuvent imposer des contraintes supplémentaires.

Lorsque les physiciens nucléaires tentent de comprendre la vraisemblance de leur équation d'état, il est bon de comparer ces contraintes pour voir si elles prédisent des étoiles à neutrons de ces masses et rayons. Il existe également des travaux récents sur la contrainte de l'équation d'état avec la vitesse du son grâce à l'hydrodynamique.

L' équation de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) peut être utilisée pour décrire une étoile à neutrons. L'équation est une solution aux équations d'Einstein de la relativité générale pour une métrique sphériquement symétrique et invariante dans le temps. Avec une équation d'état donnée, la résolution de l'équation conduit à des observables telles que la masse et le rayon. Il existe de nombreux codes qui résolvent numériquement l'équation TOV pour une équation d'état donnée afin de trouver la relation masse-rayon et d'autres observables pour cette équation d'état.

Les équations différentielles suivantes peuvent être résolues numériquement pour trouver les observables d'étoiles à neutrons :

où est la constante gravitationnelle, est la pression, est la densité énergétique (trouvée à partir de l'équation d'état) et est la vitesse de la lumière.

En utilisant les équations TOV et une équation d'état, on peut trouver une courbe masse-rayon. L'idée est que pour l'équation d'état correcte, chaque étoile à neutrons qui pourrait exister se situerait le long de cette courbe. C'est l'une des façons dont les équations d'état peuvent être contraintes par des observations astronomiques. Pour créer ces courbes, il faut résoudre les équations TOV pour différentes densités centrales. Pour chaque densité centrale, on résout numériquement les équations de masse et de pression jusqu'à ce que la pression atteigne zéro, ce qui correspond à l'extérieur de l'étoile. Chaque solution donne une masse et un rayon correspondants pour cette densité centrale.

Les courbes masse-rayon déterminent la masse maximale pour une équation d'état donnée. Sur la majeure partie de la courbe masse-rayon, chaque rayon correspond à une valeur de masse unique. À un certain point, la courbe atteint un maximum et commence à redescendre, ce qui conduit à des valeurs de masse répétées pour différents rayons. Ce point maximum est ce que l'on appelle la masse maximale. Au-delà de cette masse, l'étoile ne sera plus stable, c'est-à-dire qu'elle ne pourra plus se maintenir contre la force de gravité, et s'effondrera en trou noir. Comme chaque équation d'état conduit à une courbe masse-rayon différente, elles conduisent également à une valeur de masse maximale unique. La valeur de masse maximale est inconnue tant que l'équation d'état reste inconnue.

Ceci est très important lorsqu'il s'agit de contraindre l'équation d'état. Oppenheimer et Volkoff ont trouvé la limite Tolman-Oppenheimer-Volkoff en utilisant une équation d'état de gaz dégénérée avec les équations TOV qui était d'environ 0,7 masse solaire. Étant donné que les étoiles à neutrons qui ont été observées sont plus massives que cela, cette masse maximale a été écartée. L'étoile à neutrons massive la plus récente qui a été observée était PSR J0952-0607 qui était2,35 ± 0,17 masse solaire. Toute équation d'état avec une masse inférieure à celle-ci ne permettrait pas de prédire cette étoile et a donc beaucoup moins de chances d'être correcte.

Un phénomène intéressant dans ce domaine de l'astrophysique lié à la masse maximale des étoiles à neutrons est ce que l'on appelle le « gap de masse ». Le gap de masse fait référence à une gamme de masses allant d'environ 2 à 5 masses solaires où très peu d'objets compacts ont été observés. Cette gamme est basée sur la masse maximale actuelle supposée des étoiles à neutrons (~ 2 masses solaires) et la masse minimale des trous noirs (~ 5 masses solaires). Récemment, certains objets ont été découverts qui se situent dans cet écart de masse à partir de détections d'ondes gravitationnelles. Si la véritable masse maximale des étoiles à neutrons était connue, cela aiderait à caractériser les objets compacts dans cette gamme de masse comme des étoiles à neutrons ou des trous noirs.

Il existe trois autres propriétés des étoiles à neutrons qui dépendent de l'équation d'état mais qui peuvent également être observées astronomiquement : le moment d'inertie , le moment quadripolaire et le nombre de Love . Le moment d'inertie d'une étoile à neutrons décrit la vitesse à laquelle l'étoile peut tourner à un moment de rotation fixe. Le moment quadripolaire d'une étoile à neutrons spécifie dans quelle mesure cette étoile est déformée par rapport à sa forme sphérique. Le nombre de Love de l'étoile à neutrons représente la facilité ou la difficulté de déformer l'étoile en raison des forces de marée , généralement importantes dans les systèmes binaires.

Bien que ces propriétés dépendent du matériau de l'étoile et donc de l'équation d'état, il existe une relation entre ces trois quantités qui est indépendante de l'équation d'état. Cette relation suppose des étoiles en rotation lente et uniforme et utilise la relativité générale pour dériver la relation. Bien que cette relation ne puisse pas ajouter de contraintes à l'équation d'état, puisqu'elle est indépendante de l'équation d'état, elle a d'autres applications. Si l'une de ces trois quantités peut être mesurée pour une étoile à neutrons particulière, cette relation peut être utilisée pour trouver les deux autres. De plus, cette relation peut être utilisée pour briser les dégénérescences dans les détections par les détecteurs d'ondes gravitationnelles du moment quadripolaire et du spin, ce qui permet de déterminer le spin moyen avec un certain niveau de confiance.

La température à l'intérieur d'une étoile à neutrons nouvellement formée est d'environ10 ¹¹ à10 ¹² kelvin . Cependant, le grand nombre de neutrinos qu'elle émet emporte tellement d'énergie que la température d'une étoile à neutrons isolée chute en quelques années à environ10 ⁶ kelvin . À cette température plus basse, la majeure partie de la lumière générée par une étoile à neutrons est sous forme de rayons X.

Certains chercheurs ont proposé un système de classification des étoiles à neutrons utilisant des chiffres romains (à ne pas confondre avec les classes de luminosité de Yerkes pour les étoiles non dégénérées) pour trier les étoiles à neutrons en fonction de leur masse et de leur taux de refroidissement : type I pour les étoiles à neutrons avec une faible masse et de faibles taux de refroidissement, type II pour les étoiles à neutrons avec une masse et des taux de refroidissement plus élevés, et un type III proposé pour les étoiles à neutrons avec une masse encore plus élevée, approchant 2 M _☉ , et avec des taux de refroidissement plus élevés et éventuellement candidates pour des étoiles exotiques .

L'intensité du champ magnétique à la surface des étoiles à neutrons varie d' environ 10 ⁴ à10 ¹¹ teslas (T). Ces valeurs sont d'un ordre de grandeur supérieur à celles de tout autre objet : à titre de comparaison, un champ continu de 16 T a été obtenu en laboratoire et est suffisant pour faire léviter une grenouille vivante grâce à la lévitation diamagnétique . Les variations de l'intensité du champ magnétique sont très probablement le principal facteur qui permet de distinguer les différents types d'étoiles à neutrons par leurs spectres et explique la périodicité des pulsars.

Les étoiles à neutrons appelées magnétars ont les champs magnétiques les plus puissants, de l'ordre de10 ⁸ à10 ¹¹ T , et sont devenues l'hypothèse largement acceptée pour les répéteurs gamma mous (SGR) de type étoile à neutrons et les pulsars à rayons X anormaux (AXP). densité d'énergie magnétique d'unLe champ magnétique de 10 ⁸ T est extrême, dépassant largement la densité masse-énergie de la matière ordinaire. Des champs de cette intensité sont capables de polariser le vide au point que le vide devienne biréfringent . Les photons peuvent fusionner ou se diviser en deux, et des paires virtuelles particule-antiparticule sont produites. Le champ modifie les niveaux d'énergie des électrons et les atomes sont forcés à former de fins cylindres. Contrairement à un pulsar ordinaire, la décélération du magnétar peut être directement alimentée par son champ magnétique, et le champ magnétique est suffisamment puissant pour solliciter la croûte jusqu'au point de fracture. Les fractures de la croûte provoquent des tremblements d'étoiles , observés sous forme d'éclats gamma durs extrêmement lumineux de l'ordre de la milliseconde. La boule de feu est piégée par le champ magnétique et apparaît et disparaît lorsque l'étoile tourne, ce qui est observé sous la forme d'une émission périodique de répéteur gamma doux (SGR) d'une période de 5 à 8 secondes et qui dure quelques minutes.

Les origines du champ magnétique intense ne sont pas encore claires. Une hypothèse est celle du « gel du flux », ou de la conservation du flux magnétique d'origine lors de la formation de l'étoile à neutrons. Si un objet a un certain flux magnétique sur sa surface, et que cette surface se réduit à une zone plus petite, mais que le flux magnétique est conservé, alors le champ magnétique augmenterait en conséquence. De même, une étoile en train de s'effondrer commence avec une surface beaucoup plus grande que l'étoile à neutrons résultante, et la conservation du flux magnétique entraînerait un champ magnétique beaucoup plus fort. Cependant, cette explication simple n'explique pas entièrement l'intensité du champ magnétique des étoiles à neutrons.

Le champ gravitationnel à la surface d'une étoile à neutrons est d'environ2 × 10 ¹¹ fois plus fort que sur Terre , à environ2,0 × 10 ¹² m/s ² . Un champ gravitationnel aussi puissant agit comme une lentille gravitationnelle et courbe le rayonnement émis par l'étoile à neutrons de telle sorte que des parties de la surface arrière normalement invisible deviennent visibles. Si le rayon de l'étoile à neutrons est de 3 GM / c ² ou moins, alors les photons peuvent être piégés dans une orbite , rendant ainsi toute la surface de cette étoile à neutrons visible à partir d'un seul point d'observation, tout en déstabilisant les orbites de photons à ou en dessous de la distance de 1 rayon de l'étoile.

Une fraction de la masse d'une étoile qui s'effondre pour former une étoile à neutrons est libérée lors de l'explosion de supernova à partir de laquelle elle se forme (d'après la loi d'équivalence masse-énergie, ^E = mc2 ) . L'énergie provient de l' énergie de liaison gravitationnelle d'une étoile à neutrons.

La force gravitationnelle d'une étoile à neutrons typique est donc énorme. Si un objet tombait d'une hauteur d'un mètre sur une étoile à neutrons de 12 kilomètres de rayon, il atteindrait le sol à environ 1 400 kilomètres par seconde. Cependant, même avant l'impact, la force de marée provoquerait une spaghettification , brisant tout type d'objet ordinaire en un flux de matière.

En raison de l'énorme gravité, la dilatation du temps entre une étoile à neutrons et la Terre est importante. Par exemple, huit ans pourraient s'écouler à la surface d'une étoile à neutrons, alors que dix ans se seraient écoulés sur Terre, sans compter l'effet de dilatation du temps dû à la rotation très rapide de l'étoile.

Les équations d'état relativistes des étoiles à neutrons décrivent la relation entre le rayon et la masse pour divers modèles. Les rayons les plus probables pour une masse d'étoile à neutrons donnée sont délimités par les modèles AP4 (rayon le plus petit) et MS2 (rayon le plus grand). E _B est le rapport de la masse d'énergie de liaison gravitationnelle équivalente à la masse gravitationnelle observée de l'étoile à neutrons de M kilogrammes avec un rayon R mètres, Étant donné les valeurs actuelles

et les masses d'étoiles « M » généralement rapportées comme des multiples d'une masse solaire, alors l'énergie de liaison fractionnaire relativiste d'une étoile à neutrons est

Une étoile à neutrons de 2 M _☉ ne serait pas plus compacte que 10 970 mètres de rayon (modèle AP4). Son énergie de liaison gravitationnelle en fraction massique serait alors de 0,187, −18,7 % (exothermique). Ce n'est pas proche de 0,6/2 = 0,3, −30 %.

La compréhension actuelle de la structure des étoiles à neutrons est définie par les modèles mathématiques existants, mais il pourrait être possible de déduire certains détails grâce à des études sur les oscillations des étoiles à neutrons . L'astérosismologie , une étude appliquée aux étoiles ordinaires, peut révéler la structure interne des étoiles à neutrons en analysant les spectres observés des oscillations stellaires.

Les modèles actuels indiquent que la matière à la surface d'une étoile à neutrons est composée de noyaux atomiques ordinaires écrasés en un réseau solide avec une mer d' électrons circulant dans les espaces entre eux. Il est possible que les noyaux à la surface soient du fer , en raison de l'énergie de liaison élevée du fer par nucléon. Il est également possible que des éléments lourds, comme le fer, coulent simplement sous la surface, ne laissant que des noyaux légers comme l'hélium et l'hydrogène . Si la température de surface dépasse10 ⁶ kelvins (comme dans le cas d'un jeune pulsar), la surface devrait être fluide au lieu de la phase solide qui pourrait exister dans les étoiles à neutrons plus froides (température <10 ⁶ kelvins ).

L'« atmosphère » d'une étoile à neutrons est supposée avoir au plus quelques micromètres d'épaisseur et sa dynamique est entièrement contrôlée par le champ magnétique de l'étoile. Sous l'atmosphère se trouve une « croûte » solide. Cette croûte est extrêmement dure et très lisse (avec des irrégularités de surface maximales de l'ordre de quelques millimètres ou moins), en raison du champ gravitationnel extrême.

En progressant vers l'intérieur, on rencontre des noyaux contenant un nombre toujours croissant de neutrons ; de tels noyaux se désintégreraient rapidement sur Terre, mais sont maintenus stables par des pressions énormes. Au fur et à mesure que ce processus se poursuit à des profondeurs croissantes, le flux de neutrons devient écrasant et la concentration de neutrons libres augmente rapidement.

Après l'explosion d'une supernova d'une étoile supergéante , des étoiles à neutrons naissent à partir des restes. Une étoile à neutrons est composée principalement de neutrons (particules neutres) et contient une petite fraction de protons (particules chargées positivement) et d'électrons (particules chargées négativement), ainsi que de noyaux. Dans la densité extrême d'une étoile à neutrons, de nombreux neutrons sont des neutrons libres, ce qui signifie qu'ils ne sont pas liés dans des noyaux atomiques et se déplacent librement dans la matière dense de l'étoile, en particulier dans les régions les plus denses de l'étoile, la croûte interne et le noyau. Au cours de la vie de l'étoile, à mesure que sa densité augmente, l'énergie des électrons augmente également, ce qui génère davantage de neutrons.

Dans les étoiles à neutrons, l'écoulement de neutrons est le point de transition où les noyaux deviennent si riches en neutrons qu'ils ne peuvent plus en contenir de neutrons supplémentaires, ce qui conduit à la formation d'une mer de neutrons libres. La mer de neutrons formée après l'écoulement de neutrons fournit un support de pression supplémentaire, qui aide à maintenir l'intégrité structurelle de l'étoile et empêche l'effondrement gravitationnel. L'écoulement de neutrons se produit dans la croûte interne de l'étoile à neutrons et commence lorsque la densité devient si élevée que les noyaux ne peuvent plus en contenir de neutrons supplémentaires.

Au début de la diffusion des neutrons, la pression dans l'étoile due aux neutrons, aux électrons et à la pression totale est à peu près égale. À mesure que la densité de l'étoile à neutrons augmente, les noyaux se décomposent et la pression neutronique de l'étoile devient dominante. Lorsque la densité atteint un point où les noyaux se touchent puis fusionnent, ils forment un fluide de neutrons avec une pincée d'électrons et de protons. Cette transition marque la diffusion des neutrons, où la pression dominante dans l'étoile à neutrons passe des électrons dégénérés aux neutrons.

À des densités très élevées, la pression des neutrons devient la principale pression qui maintient l'étoile en place, les neutrons étant non relativistes (se déplaçant plus lentement que la vitesse de la lumière) et extrêmement comprimés. Cependant, à des densités extrêmement élevées, les neutrons commencent à se déplacer à des vitesses relativistes (proche de la vitesse de la lumière). Ces vitesses élevées augmentent considérablement la pression globale de l'étoile, altérant son état d'équilibre et pouvant conduire à la formation d'états exotiques de la matière.

Dans cette région, il y a des noyaux, des électrons libres et des neutrons libres. Les noyaux deviennent de plus en plus petits (la gravité et la pression écrasant l' interaction forte ) jusqu'à ce que le noyau soit atteint, par définition le point où existent principalement des neutrons. La hiérarchie attendue des phases de la matière nucléaire dans la croûte interne a été caractérisée comme « pâtes nucléaires », avec moins de vides et des structures plus grandes vers des pressions plus élevées. La composition de la matière superdense dans le noyau reste incertaine. Un modèle décrit le noyau comme de la matière dégénérée par les neutrons superfluide (principalement des neutrons, avec quelques protons et électrons). Des formes plus exotiques de matière sont possibles, notamment de la matière étrange dégénérée (contenant des quarks étranges en plus des quarks up et down ), de la matière contenant des pions et des kaons de haute énergie en plus des neutrons, de la matière dégénérée par les quarks ultra-dense .

Les étoiles à neutrons sont détectées à partir de leur rayonnement électromagnétique . Les étoiles à neutrons sont généralement observées en émettant des ondes radio et d'autres rayonnements électromagnétiques, et les étoiles à neutrons observées avec des impulsions sont appelées pulsars.

On pense que le rayonnement des pulsars est causé par l'accélération des particules près de leurs pôles magnétiques , qui ne doivent pas nécessairement être alignés avec l' axe de rotation de l'étoile à neutrons. On pense qu'un champ électrostatique important se forme près des pôles magnétiques, ce qui conduit à une émission d'électrons . Ces électrons sont accélérés magnétiquement le long des lignes de champ, ce qui conduit à un rayonnement de courbure , le rayonnement étant fortement polarisé vers le plan de courbure. les photons de haute énergie peuvent interagir avec les photons de plus faible énergie et le champ magnétique pour produire des paires électron-positon , ce qui, par l'annihilation électron-positon, conduit à d'autres photons de haute énergie.

Le rayonnement émanant des pôles magnétiques des étoiles à neutrons peut être décrit comme un rayonnement magnétosphérique , en référence à la magnétosphère de l'étoile à neutrons. Il ne faut pas le confondre avec le rayonnement dipolaire magnétique , qui est émis parce que l' axe magnétique n'est pas aligné avec l'axe de rotation, avec une fréquence de rayonnement identique à la fréquence de rotation de l'étoile à neutrons.

Si l'axe de rotation de l'étoile à neutrons est différent de l'axe magnétique, les observateurs extérieurs ne verront ces faisceaux de rayonnement que lorsque l'axe magnétique pointe vers eux pendant la rotation de l'étoile à neutrons. Des impulsions périodiques sont donc observées, au même rythme que la rotation de l'étoile à neutrons.

En mai 2022, des astronomes ont signalé une étoile à neutrons émettant des ondes radio à très longue période, PSR J0901-4046 , avec des propriétés de spin distinctes de celles des étoiles à neutrons connues. On ne sait pas exactement comment son émission radio est générée, et cela remet en cause la compréhension actuelle de l'évolution des pulsars.

En plus des pulsars, des étoiles à neutrons non pulsantes ont également été identifiées, bien qu'elles puissent avoir une variation périodique mineure de luminosité. Cela semble être une caractéristique des sources de rayons X connues sous le nom d'objets compacts centraux dans les restes de supernova (CCO dans les SNR), qui sont censés être de jeunes étoiles à neutrons isolées et radio-calmes.

En plus des émissions radio , des étoiles à neutrons ont également été identifiées dans d'autres parties du spectre électromagnétique . Cela comprend la lumière visible , le proche infrarouge , l'ultraviolet , les rayons X et les rayons gamma . Les pulsars observés dans les rayons X sont appelés pulsars à rayons X s'ils sont alimentés par accrétion , tandis que ceux identifiés dans la lumière visible sont appelés pulsars optiques . La majorité des étoiles à neutrons détectées, y compris celles identifiées dans les rayons optiques, X et gamma, émettent également des ondes radio ; le pulsar du Crabe produit des émissions électromagnétiques sur tout le spectre. Cependant, il existe des étoiles à neutrons appelées étoiles à neutrons radio-silencieuses , sans émissions radio détectées.

Les étoiles à neutrons tournent extrêmement rapidement après leur formation en raison de la conservation du moment angulaire. Par analogie avec les patineurs sur glace qui tirent leurs bras vers l'intérieur, la lente rotation du noyau de l'étoile d'origine s'accélère à mesure qu'il rétrécit. Une étoile à neutrons nouvellement formée peut tourner plusieurs fois par seconde.

Au fil du temps, les étoiles à neutrons ralentissent, car leurs champs magnétiques rotatifs rayonnent en effet l'énergie associée à la rotation ; les étoiles à neutrons plus anciennes peuvent mettre plusieurs secondes pour chaque révolution. C'est ce qu'on appelle le ralentissement de la rotation . La vitesse à laquelle une étoile à neutrons ralentit sa rotation est généralement constante et très faible.

Le temps périodique ( P ) est la période de rotation , le temps nécessaire à une rotation d'une étoile à neutrons. Le taux de ralentissement de la rotation est alors donné par le symbole ( P -dot), la dérivée de P par rapport au temps. Il est défini comme l'augmentation du temps périodique par unité de temps ; c'est une quantité sans dimension , mais on peut lui donner les unités s⋅s ⁻¹ (secondes par seconde).

Le taux de ralentissement de la rotation ( P -dot) des étoiles à neutrons se situe généralement dans la plage de10 ⁻²² à10 ⁻⁹ s⋅s ⁻¹ , les étoiles à neutrons observables à période plus courte (ou à rotation plus rapide) ayant généralement un point P plus petit. À mesure qu'une étoile à neutrons vieillit, sa rotation ralentit (à mesure que P augmente) ; à terme, la vitesse de rotation deviendra trop lente pour alimenter le mécanisme d'émission radio, et l'étoile à neutrons ne pourra plus être détectée.

P et P -dot permettent d'estimer les champs magnétiques minimaux des étoiles à neutrons. P et P -dot peuvent également être utilisés pour calculer l' âge caractéristique d'un pulsar, mais donnent une estimation qui est un peu plus grande que l'âge réel lorsqu'elle est appliquée aux jeunes pulsars.

P et P -dot peuvent également être combinés avec le moment d'inertie de l'étoile à neutrons pour estimer une quantité appelée luminosité de spin down , qui est donnée par le symbole ( E -dot). Il ne s'agit pas de la luminosité mesurée, mais plutôt du taux de perte calculé de l'énergie de rotation qui se manifesterait sous forme de rayonnement. Pour les étoiles à neutrons où la luminosité de spin down est comparable à la luminosité réelle , on dit que les étoiles à neutrons sont « alimentées par la rotation ». La luminosité observée du pulsar du Crabe est comparable à la luminosité de spin down, ce qui confirme le modèle selon lequel l'énergie cinétique de rotation alimente le rayonnement qui en émane. Avec les étoiles à neutrons telles que les magnétars, où la luminosité réelle dépasse la luminosité de spin down d'environ un facteur cent, on suppose que la luminosité est alimentée par la dissipation magnétique, plutôt que par la rotation.

Les points P et P peuvent également être tracés pour les étoiles à neutrons afin de créer un diagramme P – P -dot. Il encode une quantité considérable d'informations sur la population de pulsars et ses propriétés, et a été comparé au diagramme de Hertzsprung–Russell dans son importance pour les étoiles à neutrons.

La vitesse de rotation des étoiles à neutrons peut augmenter, un processus connu sous le nom de spin-up. Parfois, les étoiles à neutrons absorbent la matière en orbite des étoiles compagnes, ce qui augmente la vitesse de rotation et transforme l'étoile à neutrons en sphéroïde aplati . Cela provoque une augmentation de la vitesse de rotation de l'étoile à neutrons de plus de cent fois par seconde dans le cas des pulsars millisecondes.

L'étoile à neutrons la plus rapide actuellement connue, PSR J1748-2446ad , tourne à 716 tours par seconde. Un article de 2007 a signalé la détection d'une oscillation de sursaut de rayons X, qui fournit une mesure indirecte de la rotation, de 1122 Hz de l'étoile à neutrons XTE J1739-285 , suggérant 1122 rotations par seconde. Cependant, à l'heure actuelle, ce signal n'a été observé qu'une seule fois et doit être considéré comme provisoire jusqu'à ce qu'il soit confirmé par un autre sursaut de cette étoile.

Parfois, une étoile à neutrons subit un glitch , une légère augmentation soudaine de sa vitesse de rotation ou de sa rotation accélérée. On pense que les glitchs sont l'effet d'un tremblement d'étoile : lorsque la rotation de l'étoile à neutrons ralentit, sa forme devient plus sphérique. En raison de la rigidité de la croûte « neutronique », cela se produit sous forme d'événements discrets lorsque la croûte se rompt, créant un tremblement d'étoile similaire aux tremblements de terre. Après le tremblement d'étoile, l'étoile aura un rayon équatorial plus petit et, comme le moment angulaire est conservé, sa vitesse de rotation a augmenté.

Les tremblements d'étoiles se produisant dans les magnétars , avec un pépin résultant, constituent l'hypothèse principale pour les sources de rayons gamma connues sous le nom de répéteurs gamma mous.

Des travaux récents suggèrent cependant qu'un tremblement d'étoile ne libérerait pas suffisamment d'énergie pour provoquer un glitch d'étoile à neutrons ; il a été suggéré que les glitchs pourraient plutôt être causés par des transitions de vortex dans le noyau suprafluide théorique de l'étoile à neutrons d'un état d'énergie métastable à un état inférieur, libérant ainsi de l'énergie qui apparaît comme une augmentation de la vitesse de rotation.

Un anti-glitch, une diminution soudaine de la vitesse de rotation, ou spin down, d'une étoile à neutrons a également été signalé. Il s'est produit dans le magnétar 1E 2259+586, qui a produit dans un cas une augmentation de la luminosité des rayons X d'un facteur 20 et un changement significatif du taux de spin down. Les modèles actuels d'étoiles à neutrons ne prédisent pas ce comportement. Si la cause était interne, cela suggère une rotation différentielle de la croûte externe solide et de la composante superfluide de la structure interne du magnétar.

Actuellement, on recense environ 3 200 étoiles à neutrons dans la Voie lactée et les Nuages ​​de Magellan , dont la majorité a été détectée sous forme de pulsars radio. Les étoiles à neutrons sont principalement concentrées le long du disque de la Voie lactée, bien que leur répartition perpendiculaire au disque soit importante, car le processus d'explosion de supernova peut conférer des vitesses de translation élevées (400 km/s) à l'étoile à neutrons nouvellement formée.

Certaines des étoiles à neutrons les plus proches connues sont RX J1856.5−3754, qui se trouve à environ 400 années-lumière de la Terre, et PSR J0108−1431 à environ 424 années-lumière. RX J1856.5-3754 fait partie d'un groupe rapproché d'étoiles à neutrons appelé Les Sept Mercenaires . Une autre étoile à neutrons proche qui a été détectée en transit dans l'arrière-plan de la constellation de la Petite Ourse a été surnommée Calvera par ses découvreurs canadiens et américains, d'après le méchant du film Les Sept Mercenaires de 1960. Cet objet en mouvement rapide a été découvert à l'aide du catalogue de sources lumineuses ROSAT .

Les étoiles à neutrons ne sont détectables avec la technologie moderne que pendant les premières étapes de leur vie (presque toujours moins d'un million d'années) et sont largement dépassées en nombre par les étoiles à neutrons plus anciennes qui ne seraient détectables que grâce à leur rayonnement de corps noir et à leurs effets gravitationnels sur d'autres étoiles.

Environ 5 % de toutes les étoiles à neutrons connues font partie d'un système binaire . La formation et l'évolution des étoiles binaires à neutrons et des étoiles doubles à neutrons peuvent être un processus complexe. Des étoiles à neutrons ont été observées dans des binaires avec des étoiles ordinaires de la séquence principale , des géantes rouges , des naines blanches ou d'autres étoiles à neutrons. Selon les théories modernes de l'évolution binaire, on s'attend à ce que les étoiles à neutrons existent également dans des systèmes binaires avec des trous noirs comme compagnons. La fusion de binaires contenant deux étoiles à neutrons, ou une étoile à neutrons et un trou noir, a été observée grâce à l'émission d' ondes gravitationnelles .

Les systèmes binaires contenant des étoiles à neutrons émettent souvent des rayons X, qui sont émis par le gaz chaud qui tombe vers la surface de l'étoile à neutrons. La source du gaz est l'étoile compagne, dont les couches externes peuvent être arrachées par la force gravitationnelle de l'étoile à neutrons si les deux étoiles sont suffisamment proches. Lorsque l'étoile à neutrons accrète ce gaz, sa masse peut augmenter ; si suffisamment de masse est accrétée, l'étoile à neutrons peut s'effondrer en un trou noir.

Français La distance entre deux étoiles à neutrons dans un système binaire proche est observée diminuer à mesure que des ondes gravitationnelles sont émises. Finalement, les étoiles à neutrons entreront en contact et fusionneront. La coalescence des étoiles à neutrons binaires est l'un des principaux modèles pour l'origine des sursauts gamma de courte durée . Une preuve solide de ce modèle est venue de l'observation d'une kilonova associée au sursaut gamma de courte durée GRB 130603B, et a été finalement confirmée par la détection de l'onde gravitationnelle GW170817 et du court GRB 170817A par LIGO , Virgo et 70 observatoires couvrant le spectre électromagnétique observant l'événement. On pense que la lumière émise dans la kilonova provient de la désintégration radioactive de la matière éjectée lors de la fusion des deux étoiles à neutrons. La fusion crée momentanément un environnement de flux de neutrons si extrême que le processus r peut se produire ; celui-ci, contrairement à la nucléosynthèse des supernovae , pourrait être responsable de la production d'environ la moitié des isotopes des éléments chimiques au-delà du fer .

Les étoiles à neutrons peuvent héberger des exoplanètes . Celles-ci peuvent être originales, circumbinaires , capturées ou le résultat d'un deuxième cycle de formation planétaire. Les pulsars peuvent également dépouiller l'atmosphère d'une étoile, laissant un vestige de masse planétaire, qui peut être compris comme une planète chtonienne ou un objet stellaire selon l'interprétation. Pour les pulsars, de telles planètes pulsars peuvent être détectées avec la méthode de chronométrage des pulsars , qui permet une grande précision et la détection de planètes beaucoup plus petites qu'avec d'autres méthodes. Deux systèmes ont été définitivement confirmés. Les premières exoplanètes à avoir été détectées étaient les trois planètes Draugr, Poltergeist et Phobetor autour de PSR B1257+12 , découvertes en 1992-1994. Parmi celles-ci, Draugr est la plus petite exoplanète jamais détectée, avec une masse deux fois supérieure à celle de la Lune. Un autre système est PSR B1620−26 , où une planète circumbinaire orbite autour d'un système binaire étoile à neutrons-naine blanche. Il existe également plusieurs candidats non confirmés. Les planètes pulsars reçoivent peu de lumière visible, mais d'énormes quantités de rayonnement ionisant et de vent stellaire à haute énergie, ce qui en fait des environnements plutôt hostiles à la vie telle qu'on la connait actuellement.

Lors de la réunion de l' American Physical Society en décembre 1933 (les actes furent publiés en janvier 1934), Walter Baade et Fritz Zwicky proposèrent l'existence des étoiles à neutrons, moins de deux ans après la découverte du neutron par James Chadwick . En cherchant une explication à l'origine d'une supernova , ils proposèrent provisoirement que lors des explosions de supernova, les étoiles ordinaires se transforment en étoiles constituées de neutrons extrêmement serrés qu'ils appelèrent étoiles à neutrons. Baade et Zwicky proposèrent à juste titre à cette époque que la libération de l'énergie de liaison gravitationnelle des étoiles à neutrons alimente la supernova : « Dans le processus de supernova, la masse en vrac est annihilée ». Les étoiles à neutrons étaient considérées comme trop faibles pour être détectables et peu de travaux furent réalisés sur elles jusqu'en novembre 1967, lorsque Franco Pacini fit remarquer que si les étoiles à neutrons tournaient et avaient de grands champs magnétiques, alors des ondes électromagnétiques seraient émises. À son insu, le radioastronome Antony Hewish et son étudiante diplômée Jocelyn Bell de Cambridge allaient bientôt détecter des impulsions radio provenant d'étoiles que l'on pense aujourd'hui être des étoiles à neutrons hautement magnétisées et à rotation rapide, appelées pulsars.

En 1965, Antony Hewish et Samuel Okoye ont découvert « une source inhabituelle de température de brillance radio élevée dans la nébuleuse du Crabe ». Cette source s'est avérée être le pulsar du Crabe qui résultait de la grande supernova de 1054 .

En 1967, Iosif Shklovsky a examiné les observations aux rayons X et optiques de Scorpius X-1 et a conclu à juste titre que le rayonnement provient d'une étoile à neutrons au stade d' accrétion .

En 1967, Jocelyn Bell Burnell et Antony Hewish ont découvert des impulsions radio régulières provenant de PSR B1919+21 . Ce pulsar a ensuite été interprété comme une étoile à neutrons isolée et en rotation. La source d'énergie du pulsar est l'énergie de rotation de l'étoile à neutrons. La majorité des étoiles à neutrons connues (environ 2000, en 2010) ont été découvertes comme des pulsars, émettant des impulsions radio régulières.

En 1968, Richard VE Lovelace et ses collaborateurs ont découvert la période ms du pulsar du Crabe en utilisant l'observatoire d'Arecibo . Après cette découverte, les scientifiques ont conclu que les pulsars étaient des étoiles à neutrons en rotation . des naines blanches pulsantes .

En 1971, Riccardo Giacconi , Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier et H. Tananbaum ont découvert des pulsations de 4,8 secondes dans une source de rayons X dans la constellation du Centaure , Cen X-3 . Ils ont interprété cela comme résultant d'une étoile à neutrons chaude en rotation. La source d'énergie est gravitationnelle et résulte d'une pluie de gaz tombant sur la surface de l' étoile à neutrons depuis une étoile compagnon ou le milieu interstellaire .

En 1974, Antony Hewish a reçu le prix Nobel de physique « pour son rôle décisif dans la découverte des pulsars » sans Jocelyn Bell qui a partagé la découverte.

En 1974, Joseph Taylor et Russell Hulse ont découvert le premier pulsar binaire, PSR B1913+16 , qui se compose de deux étoiles à neutrons (l'une étant vue comme un pulsar) en orbite autour de leur centre de masse. La théorie de la relativité générale d' Albert Einstein prédit que les objets massifs sur de courtes orbites binaires devraient émettre des ondes gravitationnelles , et donc que leur orbite devrait décroître avec le temps. Cela a effectivement été observé, précisément comme le prédit la relativité générale, et en 1993, Taylor et Hulse ont reçu le prix Nobel de physique pour cette découverte.

En 1982, Don Backer et ses collègues ont découvert le premier pulsar milliseconde, PSR B1937+21 . Cet objet tourne 642 fois par seconde, une valeur qui imposait des contraintes fondamentales sur la masse et le rayon des étoiles à neutrons. De nombreux pulsars millisecondes ont été découverts par la suite, mais PSR B1937+21 est resté le pulsar connu dont la rotation est la plus rapide pendant 24 ans, jusqu'à la découverte de PSR J1748-2446ad (qui tourne environ 716 fois par seconde).

En 2003, Marta Burgay et ses collègues ont découvert le premier système d'étoiles à neutrons doubles où les deux composants sont détectables comme des pulsars, PSR J0737−3039 . La découverte de ce système permet un total de 5 tests différents de la relativité générale, certains d'entre eux avec une précision sans précédent.

En 2010, Paul Demorest et ses collègues ont mesuré la masse du pulsar milliseconde PSR J1614−2230 comme étant1,97 ± 0,04 M _☉ , en utilisant le délai de Shapiro . C'était considérablement plus élevé que toute masse d'étoile à neutrons mesurée précédemment (1,67 M _☉ , voir PSR J1903+0327 ), et impose de fortes contraintes sur la composition intérieure des étoiles à neutrons.

En 2013, John Antoniadis et ses collègues ont mesuré la masse de PSR J0348+0432 comme étant2,01 ± 0,04 M _☉ , en utilisant la spectroscopie des naines blanches. Cela a confirmé l'existence de telles étoiles massives en utilisant une méthode différente. De plus, cela a permis, pour la première fois, un test de la relativité générale en utilisant une telle étoile à neutrons massive.

En août 2017, LIGO et Virgo ont détecté pour la première fois des ondes gravitationnelles produites par la collision d'étoiles à neutrons ( GW170817 ), conduisant à de nouvelles découvertes sur les étoiles à neutrons.

En octobre 2018, des astronomes ont signalé que GRB 150101B , un sursaut gamma détecté en 2015, pourrait être directement lié à l'événement historique GW170817 et associé à la fusion de deux étoiles à neutrons . Les similitudes entre les deux événements, en termes d' émissions de rayons gamma , optiques et de rayons X, ainsi que de la nature des galaxies hôtes associées , sont « frappantes », suggérant que les deux événements distincts pourraient tous deux être le résultat de la fusion d'étoiles à neutrons, et tous deux pourraient être une kilonova , qui pourrait être plus courante dans l'univers qu'on ne le pensait auparavant, selon les chercheurs.

En juillet 2019, des astronomes ont signalé qu'une nouvelle méthode pour déterminer la constante de Hubble et résoudre l'écart des méthodes précédentes a été proposée sur la base des fusions de paires d'étoiles à neutrons, suite à la détection de la fusion d'étoiles à neutrons de GW170817. Leur mesure de la constante de Hubble est70.3+5,3
−5,0(km/s)/Mpc.

Une étude de 2020 menée par Fabian Gittins, étudiant en doctorat à l'Université de Southampton, a suggéré que les irrégularités de surface (« montagnes ») pourraient n'avoir que quelques fractions de millimètre de hauteur (environ 0,000003 % du diamètre de l'étoile à neutrons), soit des centaines de fois plus petites que prévu auparavant, un résultat ayant des implications pour la non-détection des ondes gravitationnelles des étoiles à neutrons en rotation.

Grâce au JWST , des astronomes ont identifié une étoile à neutrons dans les restes de l' explosion stellaire de la supernova 1987A après avoir cherché à le faire pendant 37 ans, selon un article de Science du 23 février 2024. Dans un changement de paradigme, les nouvelles données du JWST fournissent la confirmation directe insaisissable des étoiles à neutrons dans les restes de supernova ainsi qu'une compréhension plus approfondie des processus en jeu dans les restes de SN 1987A.

Il existe plusieurs types d'objets constitués ou contenant une étoile à neutrons :

• Étoile à neutrons isolée (INS) : pas dans un système binaire.
  • Pulsar à rotation (RPP ou « pulsar radio ») : étoiles à neutrons qui émettent des impulsions de rayonnement dirigées vers nous à intervalles réguliers (en raison de leurs puissants champs magnétiques).
    • Les pulsars radio transitoires rotatifs (RRAT) : sont considérés comme des pulsars qui émettent de manière plus sporadique et/ou avec une variabilité d'impulsion à impulsion plus élevée que la plupart des pulsars connus.
  • Magnétar : étoile à neutrons dotée d'un champ magnétique extrêmement puissant (1000 fois supérieur à celui d'une étoile à neutrons classique), et de longues périodes de rotation (5 à 12 secondes).
    • Répéteur gamma souple (SGR).
    • Pulsar à rayons X anormal (AXP).
  • Étoiles à neutrons radio-silencieuses .
    • Étoiles à neutrons isolées et de faible luminosité à rayons X.
    • Objets compacts centraux dans les restes de supernova (CCO dans les SNR) : sources de rayons X jeunes, radio-silencieuses et non pulsatoires, considérées comme des étoiles à neutrons isolées entourées de restes de supernova.
• Pulsars à rayons X ou « pulsars à accrétion » : une classe de binaires à rayons X.
  • Pulsars binaires à rayons X de faible masse : une classe de binaires à rayons X de faible masse (LMXB), un pulsar avec une étoile de la séquence principale, une naine blanche ou une géante rouge.
    • Pulsar milliseconde (MSP) (« pulsar recyclé »).
      • « Spider Pulsar », un pulsar dont le compagnon est une étoile semi-dégénérée.
        • Pulsar « Black Widow », pulsar qui tombe sous la catégorie « Spider Pulsar » si le compagnon a une masse extrêmement faible (moins de 0,1 M _☉ ).
        • Le pulsar « Redback », c'est comme si le compagnon était plus massif.
      • Pulsar submilliseconde.
    • Étoile à neutrons avec un compagnon binaire de faible masse à partir duquel la matière est accrétée, ce qui produit des explosions irrégulières d'énergie provenant de la surface de l'étoile à neutrons .
  • Pulsars binaires à rayons X de masse intermédiaire : une classe de binaires à rayons X de masse intermédiaire (IMXB), un pulsar avec une étoile de masse intermédiaire.
  • Pulsars binaires à rayons X de grande masse : une classe de binaires à rayons X de grande masse (HMXB), un pulsar avec une étoile massive.
  • Pulsars binaires : un pulsar avec un compagnon binaire , souvent une naine blanche ou une étoile à neutrons.
  • Rayons X tertiaires (théorisés).

Il existe également un certain nombre d’étoiles compactes théorisées avec des propriétés similaires qui ne sont pas réellement des étoiles à neutrons.

• Étoile à protoneutron (PNS), un objet théorisé de stade intermédiaire qui se refroidit et se contracte pour former une étoile à neutrons ou un trou noir
• Étoile exotique
  • Objet de Thorne-Żytkow : fusion hypothétique d'une étoile à neutrons en une étoile géante rouge.
  • Étoile à quarks : il s'agit actuellement d'un type hypothétique d'étoile à neutrons composée de matière quarkique , ou de matière étrange . En 2018, il existe trois candidats.
  • Étoile électrofaible : il s'agit actuellement d'un type hypothétique d'étoile à neutrons extrêmement lourde, dans laquelle les quarks sont convertis en leptons par la force électrofaible, mais l'effondrement gravitationnel de l'étoile à neutrons est empêché par la pression de radiation. En 2018, il n'existe aucune preuve de leur existence.
  • Étoile à préons : type hypothétique d'étoile à neutrons actuellement composée de matière à préons . En 2018, il n'existait aucune preuve de l'existence des préons .

• Pulsar de la Veuve Noire – un pulsar milliseconde très massif
• PSR J0952-0607 – l’étoile à neutrons la plus lourde avec2.35+0,17
  −0,17 M _☉ , un type de Pulsar Veuve Noire
• LGM-1 (maintenant connu sous le nom de PSR B1919+21) – le premier radiopulsar reconnu. Il a été découvert par Jocelyn Bell Burnell en 1967.
• PSR B1257+12 (également connu sous le nom de Lich) – la première étoile à neutrons découverte avec des planètes (un pulsar milliseconde).
• PSR B1509−58 – source de la photo « Main de Dieu » prise par l' observatoire à rayons X Chandra
• RX J1856.5−3754 – l’étoile à neutrons la plus proche
• Les Sept Mercenaires – un groupe d’étoiles à neutrons proches, isolées et de faible luminosité aux rayons X
• PSR J0348+0432 – l’étoile à neutrons la plus massive avec une masse bien limitée,2,01 ± 0,04 M _☉
• SWIFT J1756.9-2508 – un pulsar milliseconde avec un compagnon de type stellaire avec une masse de portée planétaire (en dessous de la naine brune)
• Swift J1818.0-1607 – le plus jeune magnétar connu

• Étoiles à neutrons contenant 500 000 masses terrestres dans une sphère de 25 kilomètres de diamètre (16 miles)
• Collision d'étoiles à neutrons
• Collision d'étoiles à neutrons
• 
  Impression d'artiste d'une étoile à neutrons qui courbe la lumière