Partie 11
Au début des années 1960, la découverte des sources de rayons X cosmiques était très encourageante pour ceux qui considéraient les étoiles à neutrons comme des sources possibles de rayons X célestes. À la fin de 1967, une nouvelle classe d'objets célestes - les pulsars - a été découverte, ce qui a semé la confusion chez les scientifiques. Cette découverte a été l'événement le plus important dans l'étude des étoiles à neutrons, car elle a de nouveau soulevé la question de l'origine des rayons X cosmiques.
Parlant d'étoiles à neutrons, il faut tenir compte du fait que leurs caractéristiques physiques sont établies théoriquement et très hypothétiques, car les conditions physiques existant dans ces corps ne peuvent être reproduites dans des expériences de laboratoire.
Les forces gravitationnelles ont une influence décisive sur les propriétés des étoiles à neutrons. Selon diverses estimations, le diamètre des étoiles à neutrons serait de 10 à 200 km. Et ce volume insignifiant par des concepts spatiaux est "bourré" d'une telle quantité de substance, qui peut faire un corps céleste, semblable au Soleil, d'un diamètre d'environ 1,5 million de km et d'une masse presque un tiers de million de fois plus lourde que la Terre ! La conséquence naturelle d'une telle concentration de matière est la densité incroyablement élevée de l'étoile à neutrons. En fait, il s'avère qu'il est si dense qu'il peut même être solide. La gravité d'une étoile à neutrons est si grande qu'un homme y pèserait environ un million de tonnes. Les calculs montrent que les étoiles à neutrons sont fortement magnétisées. Selon les estimations, le champ magnétique d'une étoile à neutrons peut atteindre 1 million de Gauss, alors que sur Terre il est de 1 Gauss. Le rayon de l'étoile à neutrons est d'environ 15 km et sa masse est d'environ 0,6 à 0,7 masse du Soleil. La couche externe est une magnétosphère composée de plasma électronique et nucléaire épars, qui est pénétrée par le puissant champ magnétique de l'étoile. C'est ici que naissent les signaux radio, qui sont une caractéristique distinctive des pulsars. Les particules chargées ultra-rapides, se déplaçant le long des spirales le long des lignes électriques magnétiques, donnent lieu à divers types de rayonnement. Dans certains cas, il y a un rayonnement dans le domaine radioélectrique du spectre électromagnétique, dans d'autres, un rayonnement à hautes fréquences. Presque immédiatement sous la magnétosphère, la densité de la matière atteint 1 t/cm3, soit 100 000 fois plus que la densité du fer.
La couche suivante après la couche extérieure a des caractéristiques métalliques. Cette couche de matériau "super dur" se présente sous forme cristalline. Les cristaux sont constitués de noyaux atomiques ayant une masse atomique de 26 - 39 et 58 - 133. Ces cristaux sont extrêmement petits : pour couvrir la distance de 1 cm, il faut aligner environ 10 milliards de cristaux. La densité de cette couche est plus d'un million de fois supérieure à celle de la couche externe, soit 400 milliards de fois la densité du fer. En continuant vers le centre de l'étoile, nous traversons la troisième couche. Elle comprend la zone des noyaux lourds comme le cadmium, mais elle est également riche en neutrons et en électrons. La densité de la troisième couche est 1000 fois plus élevée que la précédente.
En pénétrant plus profondément dans l'étoile à neutrons, nous atteignons la quatrième couche, tandis que la densité augmente légèrement - environ cinq fois. Néanmoins, à une telle densité du noyau, ils ne peuvent plus maintenir leur intégrité physique : ils se décomposent en neutrons, protons et électrons. La majeure partie de la substance est sous forme de neutrons. Il y a 8 neutrons pour chaque électron et proton. Cette couche peut être considérée comme un liquide neutronique "pollué" par les électrons et les protons.
Sous cette couche se trouve le noyau de l'étoile à neutrons. Ici, la densité est environ 1,5 fois plus élevée que dans la couche supérieure. Néanmoins, même une si petite augmentation de la densité conduit au fait que les particules dans le noyau se déplacent beaucoup plus rapidement que dans n'importe quelle autre couche. L'énergie cinétique du mouvement des neutrons mélangés à un petit nombre de protons et d'électrons est si grande que des collisions inélastiques de particules surviennent constamment. Toutes les particules et résonances connues en physique nucléaire naissent dans les processus de collision, qui sont plus d'un millier. Selon toute vraisemblance, il y a un grand nombre de particules que nous ne connaissons pas encore.
Les températures des étoiles à neutrons sont relativement élevées. Il faut s'y attendre, compte tenu de la façon dont ils surviennent. Pendant les 10 à 100 mille premières années de l'existence de l'étoile, la température du noyau descend à plusieurs centaines de millions de degrés. Vient ensuite une nouvelle phase, où la température du noyau de l'étoile diminue lentement en raison de l'émission de rayonnement électromagnétique.