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Distribution de la masse des étoiles à neutrons dans les systèmes binaires[modifier | modifier le code]
Observation sur la masse des étoiles à neutron[modifier | modifier le code]
Des étoiles à neutrons possédant approximativement deux fois la masse du Soleil ont été observées à l'intérieur d'étoiles binaires. Il est à noter que ce type d'étoiles à neutrons existent uniquement lorsqu'elles sont en orbitre avec une naine blanche. La densité centrale de ces étoiles excède de plusieurs fois la densité de la saturation normale de la matière nucléaire. Ces nouvelles observations soulèvent l'hypothèse que la masse des étoiles à neutron dépendrait de son processus d'évolution. De plus, ces découvertes éliminent plusieurs équations qui prennent en considération que la masse des étoiles à neutrons ne peut pas excéder le double de la masse de notre Soleil.
Évolution des étoiles à neutron binaires[modifier | modifier le code]
En étudiant les Soft X-ray transients (en) (SXT), Lee et al. ont trouvé une corrélation entre la période d'orbite d'étoiles binaires et la masse du trou noir résultant. Dans un système où une étoile dont la masse est une fraction de celle du Soleil orbite autour d'un objet compact, un transfert de masse aura lieu à l'intérieur de leur enveloppe commune de gaz et de poussières. Ce flux est dû aux radiations qu'émet l'étoile moins dense et peut ultimement mener à la super-Eddington accretion qui est une agglomération de gaz résultant en un trou noir. Toutes les étoiles possèdent une limite de luminosité ; la Limite d'Eddington, celle-ci est une valeur à laquelle la force gravitationnelle de l'astre est surpassée par la pression de radiation. Lorsque cette limite est surpassée à l'intérieur d'une étoile, la totalité de son énergie gravitationnelle est convertie en luminosité. Suite à ce changement drastique, les couches extérieurs sont expulsées dans l'univers sous forme de vents solaires. Du même fait, lorsqu'une supernova à effondrement de cœur survient, une étoile à neutron est formée en l'espace de quelques minutes. L'évolution d'une étoile à neutron est donc estimée à l'aide de ses prédécesseurs et de la variation de masse dans la binaire.
Références[modifier | modifier le code]
(en) Chang-Hwan Lee et Young-Min Kim, « Neutron Star Mass Distribution in Binaries », IOP Publishing, vol. Conference Series, no 716, , p.2 (DOI :10.1088/1742-6596/716/1/012021, lire en ligne, consulté le )