Neutronium - Définition

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Le neutronium est un terme populaire qui désigne un état extrêmement dense de la matière qui ne peut exister que sous les énormes pressions qu'on retrouve au cœur des étoiles à neutrons ; c'est un état de la matière dont plusieurs aspects sont actuellement mal compris.

Le terme n'est pas utilisé dans la littérature astrophysique officielle pour des raisons expliquées plus loin, mais apparaît régulièrement dans la science-fiction (par exemple, The Neutronium Alchemist de Peter F. Hamilton). En dépit de l'extrême instabilité du neutronium à des pressions normales, les auteurs de science fiction le décrivent souvent comme un matériau stable utilisé dans les armures et les blindages, ou encore comme matériau d'armature ou de structure, etc.

Formation du neutronium

Lorsqu'une étoile massive en fin de vie accumule un cœur de fer dont la masse excède la limite de Chandrasekhar, le cœur s'effondre sur lui-même à cause de la gravité trop intense et produit une explosion de supernova de type II. La séquence d'événements menant à l'explosion d'une supernova est plus compliquée que ce qui est résumé ici, mais mentionnons pour simplifier que l'effondrement du cœur survient lorsque la résistance des nuages d'électrons qui entourent les noyaux de fer est surpassée par l'intensité de la gravité. Les noyaux des atomes de fer chutent alors vers le centre le l'étoile et s'écrasent les uns sur les autres en quelques secondes, ce qui fait passer les dimensions du cœur de fer de l'étoile de plusieurs dizaines de milliers de kilomètres de diamètre à seulement 10-20 km. Ce faisant, les électrons du fer se combinent aux protons des noyaux (car ils sont maintenant en contact) et relâchent des neutrinos:

électron + proton → neutron + neutrino

Cet effondrement brutal entraîne les couches supérieures de l'étoile vers le cœur, qui expulse une onde de choc à 10-20% de la vitesse de la lumière lorsque les noyaux qui le composent "rebondissent" les uns sur les autres à la fin de l'effondrement. Cette puissante onde de choc éjecte les couches supérieures de l'étoile, dont une partie se retrouve en plus surchauffée par le rayonnement de neutrinos. Ce sont ces couches sphériques surchauffées, très brillantes et en expansion, qui confèrent à la supernova sa formidable luminosité. Au centre de cette cataclysmique implosion-explosion reste l'étoile à neutrons, une sphère brûlante et ultradense de neutronium.

Plus dense encore que le neutronium

Une limite existe au-delà de laquelle les neutrons ne peuvent plus supporter la pression exercée sur eux. Quand cette limite est franchie, l'étoile à neutrons s'effondre sur elle même pour devenir un trou noir (une étoile intermédiaire entre l'étoile à neutrons et le trou noir existe peut-être, mais son existence reste contestée; voir l'article sur les étoiles à quarks). La masse requise à l'effondrement de l'étoile à neutrons en trou noir n'est pas déterminée avec exactitude, mais on sait qu'elle se situe entre 2 et 3 masses solaires (Les méthodes de calcul actuelles se sont affinées depuis les années 1970, durant lesquelles les estimations mentionnaient plutôt de 7 à 8 masses solaires). Il est aussi possible que le cœur des étoiles à neutrons particulièrement massives contiennent de la matière étrange, laissant à penser qu'il est possible de trouver toute une panoplie de formes de matières au cœur des étoiles à neutrons, en fonction de leur taille et leur masse.