Étoiles et trous noirs (11) – Françoise Combes (2023-2024)

Enseignement 2023-2024 : Étoiles et trous noirs
Cours du 29 janvier 2024 : Étoiles à neutrons et pulsars

Professeure : Françoise Combes, Collège de France
Chaire Galaxies et cosmologie

Après l’explosion d’une supernova, si le cœur restant ne dépasse pas 3 masses solaires, il peut rester en équilibre sous la forme d’une étoile à neutrons. C’est la pression de Pauli des neutrons dégénérés qui compense la gravité. L’explosion de la supernova du Crabe en 1054 a donné lieu à un tel astre, qui aujourd’hui tourne sur lui-même avec une période de 33 millisecondes. Sa densité est de l’ordre du milliard de tonnes par centimètre cube, et son cœur serait une purée de quarks.

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[Musique] bonsoir à tous on va commencer la séance sur les étoiles à neutron aujourd’hui on va parler d’abord de la distribution des masses alors il faut bien dire que les étoiles neutron c’est un objet mystérieux peut-être même plus que les Tron noirs on ne sait pas ce qu’il y a à l’intérieur on sait qu’il y a des neutrons évidemment mais pas pas partout la surface est peut-être faite de fer qu’est-ce qu’il y a au centre est-ce qu’il y a une Pirée de quirque et cetera donc le principal but ici va de savoir comment euh savoir ce qu’il y a à l’intérieur on va voir et savoir la masse et les rayons ça va nous aider beaucoup donc euh comme vous le savez aussi on va parler des pulsards puisque les pulsards c’est une façon de savoir avoir beaucoup plus de renseignements sur étoiles neutrons qui très souvent tourne très très vite peut-être de 50 à 1000 fois par seconde et puis l’axe de rotation n’étant pas aligné avec le champ magnétique que vous voyez ici on a un phénomène d’émission d’électrons relativis donc d’émission de lumière qui va arriver vers l’observateur comme un phare donc on va avoir des pulses donc c’est les pulsards on va essayer de sa voir quelles sont les distributions de période il y en a certaines étoiles à neutron qui seront en binaire et qui feront des binaires X et puis on va voir qu’il y a des étoiles à neutrons qui ont un très fort champ magnétique qu’on appelle magnétar et qui sont source de sursaut sursaut radio surs rayon gamma donc fast radioburst gamma Reburst donc on va terminer par ce qu’on sait sur ces magnétars qui sont encore assez mystérieuse alors d’abord comment se forme une étoile à neutron alors alors on a vu dans les épisodes précédents que c’était les étoiles massives supérieur à H masses solaires qui vont exploser en supernova et ces étoiles sont tellement massifes que la température à l’intérieur est suffisante pour brûler le jusqu’au fer les éléments jusqu’au fer on a vu qu’il y avait plusieurs couches hein successives où on brûle l’hydrogène en hélium puis en carbone oxygène néon silicium et le fer au centre et lorsqu’on arrive au fa on a vu que l’énergie de liaison était maximum et que il pour aller plus loin il va falloir donner de l’énergie donc on s’arrête là il va falloir attendre les fusions d’étoiles à neutron pour bombarder de neutron le les éléments mais ici on va s’arrêter là et donc c’est à ce moment-là que le cœur de fer qui n’est plus alimenté par une énergie une réaction nucléaire va s’effondrer sur lui-même et donc on va avoir par toutes les couches qui vont tomber et avoir une énergie gravitationnelle énorme bien plus grande que l’énergie intermonucléaire va rebondir sur ce cœur de fer et envoyer toute l’enveloppe dans une nébuleuse que l’on voit par exemple ici et on aura une supernovée donc ce qui va rester donc si le cœur de fer qui reste à une limite supérieure à 1,4 qui la limite de chambre à SECC en dessous on a une naine blanche on a vu et au-delà on va avoir une étoile à neutron alors qu qu’est-ce que ça va être en fait ça va être que les normalement vous savez que l’atome est pratiquement vide il y a des protons dans le noyau et puis ensuite un nuage d’électrons mais il y a beaucoup de vide entre eux si on comprime comprime comprime encore la matière les protons et les électrons vont se combiner vont doner des neutrons et on va avoir une matière qui a autant de densité que la matière du noyau alors quand vous regardez le matière du noyau la taille du noyau c’est un Fermi 10- 15 m alors que la la taille de l’atome c’est un angstrum 10. 100 m donc on a des ordres de grandeur et on voit que la matière dans le noyau c’est euh pour un atome enfin un proton dans 10- 15 ferm c’est 10^ 15 g par cm C soit un milliard de tonnes par cm³ c’est ce état de densité que l’on va avoir du moins au cœur de l’étoile à neutron alors à propos du neutron justement est-ce qu’ils vont être stables alors il faut dire que on connaît le neutron de depuis moins de 100 ans hein en 1932 James shadwick a découvert le neutron et on s’aperçoit que si le neut et en dehors des noyaux librees dans le laboratoire on peut former des neutrons à ce moment-là on sait que la durée de vie n’est que d’un quart d’heur c’est pas énorme he les neutrons alors qu’est-ce qui se passe dans les noyaux ils sont confinés par les gluons il y a une force forte à courte portés qui confinent les neutrons avec les protons pour former les noyaux et donc là ils sont stables à cause du confinement lorsqu’ils sont libres ils ne sont pas stable alors que se passe-t-il dans une étoile neutron est-ce qu’on a pas tous ces neutrons libres et est-ce qu’ils sont stables et bien ils sont stables on voit bien hein les étoiles neutrons sont stables et euh simplement parce que ils sont tellement tassés que on a euh ils sont tous des des fermions qui ne peuvent pas se tasser plus qu’un certain niveau hein on sait qu’ils peuvent pas occuper le même état et donc on va avoir tous les États dans lequels normalement le neutron va se désintégrer c’est-à-dire en proton électron on voit un petit schéma là neutron qui se devient un proton avec un électron et un antineutrino un diagramme de fenman que l’on peut aussi parce qu’on va parler de quarque aussi le proton et le neutron sont des ensembles de trois quarqu c’est pas des particules élémentaires et euh on a un quarque UP et down de charge 2/3 de électrons et – 1/ d’électrons donc on voit que si on prend UDD donc ça va nous faire une charge nulle on a bien un neutron et udu on a une charge + 1 ça fera un proton donc vous voyez c’est ce diagramme l’équivalent est ici donne un électron donc ce cette réaction elle va être déstabilisée dans l’autre sens puisque tous les éléments les États sont saturés dans le proton électron donc on va l’avoir dans l’autre sens et le neutron en fait est stable dans cette no neutron lorsqu’il c’est comprimé et que tous les États sont occupés alors qu’est-ce que on peut s’imaginer que l’on va trouver à l’intérieur d’une étoile à neutron on a une coupe alors bien sûr là on représente le neutron est un spin ademi il chaque niveau ne peut être occupé que par un spin up des down si c’est tout donc on a cette principe de force de poli qui est dû à la statistique de fermidirac qui nous dit que on l’avait déjà vu pour les naines blanches les naines blanches c’était les électrons qui étaient dégénérés et qui faisai une pression de poli là on est allé à un degré au-dessus de compression on a tous les neutrons dégénéré et qui exerc une pression qui dépend plus la température et qui résiste la gravité éité par contre on ne sait pas évidemment la densité va être plus plus grande au centre qu’au bord au bord on s’imagine bien que on est parti d’un cœur de fer donc on va avoir des atomes enfin des ions de fer un fer ionisé là-haut on pense qu’il y a une croûte qui fait à peu près 300 m hein pour rappeler on a une étoile neutron qui fait de l’ordre de 10 km de de taille de rayon ici 9,7 km l’essentiel est là alors ici on ne sait pas du tout vraiment si on a encore toujours des neutrons bien des quarqu puisque les neutrons sont un ensemble de trois quarqu ici on a peut-être une purée de quarque ici on a peut-être des protons électrons qui sont dégénérés et qui sont un petit peu comme un superconducteur on s’imagine qu’ils sont peut-être appariés comme les les paires de coper et essaie de faire une analogie avec les supraconductivités on peut avoir un superfluide de neutrons ici bon tout ça c’est des théories mais on ne sait pas vraiment exactement ce dont il s’agit alors peut-être qu’il peut y avoir non seulement des qu aider mais on va le voir des quarqu étranges qu’on appelle strange ici on va le détailler un petit peu tout à l’heure alors tout cela on le sait parce qu’on a vu euh on a vu quelques étoiles neutrons alors il y en a une si on prend un petit peu d’histoire par voir on on s’aperçoit que très tôt hein B deswiki avait imaginé en 1934 alors que le neutron avait été détecté en 1932 hein on a vu s’imaginez que lorsqu’il y avait une explosion d’une étoile et que le cœur était supérieur à la limite de Ch seekar il devait se terminer en étoile à neutron déjà l’intuition des des astronome était assez impressionnante et on a parlé là dans les épisodes précédents de cette fameuse supernova dont on a appris beaucoup parce que c’était la première qu’on avait pu observer avec les instruments modernes on avait vu aussi le progéniteur qui est une supergéante bleue et la supernouv à ce moment-là dans le nuage Magellan qui est tout près de la Voie Lactée à 50 kg par sec et puis pendant 30 ans c’est depu 1987 pendant 30 ans on av’ait pas vu l’étoile à neutron et ce n’est que très récemment en 2014 que euh grâce au télescope allemand en millimétrique on a pu découvrir euh la la poussière chauffée ici on a euh l’étoile à neutron qui est au centre de euh de cet anneau de de milieu interstellaire alors on a déjà vu un petit peu comment on a pu détecter euh cette le refroidissement de C cette étoile neutron alors dans cette morphologie très compliquée on avait montré que l’anneau était dû à un milieu qui avait été éjecté avant la supernovée 20000 ans avant l’explosion et c’est seulement lorsque les éjectas qui sont toujours à l’intérieur arrivrive à choquer avec le milieu externe donc qu’il y a 20 ans après l’explosion il y a eu une réchauffage une une tout un coup ça s’est réilluminé et puis on avait aussi sans doute une é tion bien avant et lorsque les rayons lumineux rencontent cette ce milieu on a des échos il faut dire que c’est la première fois qu’on avait détecté tous les neutrinau qui sortent de l’explosion même 2hur avant que la lumière nous parvienne parce qu’en fait il y a a une certaine série pendant la première seconde ce qui ce qui refroidit la l’explosion c’est surtout les neutrinau et à 99 % de l’énergie qui vient dans les neutrinau et ça ça a été détecté par cet instrument camioindé qui était un des premiers instruments à à détecter les neutrino vous voyez que c’est un c’est un récipient d’eau d’eau très pure pour qu’il n ait pas de radioactivité vous avez un diamètre de 16 m et une hauteur de 16 m et ce qui se passe là-dedans c’est que les neutrinaux vont à la vitesse pratiquement de la lumière ce sont des particules de faible masse et lorsqu’il rentre dans l’eau la vitesse de la lumière dans l’eau c’est C sur N avec N l’indice de l’eau qui est supérieur à 1 donc les les neutrinau vont plus vite que la vitesse de la lumière dans ce milieu et donc il y a un choc qu’on appelle le l’effet cherenkof qui va produire de la lumière et donc c’est cette lumière qu’on va détecter par ces milliers de photoétecteurs de photoamplificateur ici qui détecte ces ces neutrinos vous voyez que ça ça a été déjà dès 1987 on a pu détecter ces neutrinos et aujourd’hui donc on peut même grâce à James web détecter tout ce qui se passe lorsque les éjectass rencontrent le milieu interstellaire qui avait été éjecté avant on a vu que on avait les les anneaux externes qui étaient détectés dans l’hélium l’arrêt de l’hélium l’infrarouge l’hélium neutre l’hélium ionisé et cetera et on a cette image le modèle de l’explication de ces anneaux externes et anneaux internes alors on sait beaucoup de choses on a vu par les pulsar et donc là on va essayer de décrire comment é découvert les pulsars parce que c’est quelque chose qui a été fait par hasard et c’est assez remarquable comme découverte c’est grâce à l’étudiante Justine Bell qui est très célèbre pour ça euh pourquoi quel était le but de l’expérience en 1964 on avait détecté les quisar alors les Quisard c’est des super massifs des trou noirs super massifs au centre de chaque galaxie et le trou noir est tellement petit que ce sont des sources ponctuelles en fait c’est le 10 d’acréon qui tourneour tour noir qui aimit toutes ces rayon mais ils sont très lointains et ce sont des sources ponctuelles donc ces sources vont cintiller lorsque le rayonnement en radioastronomie ici c’est un un télescope de radioastronomie le le rayonnement radio il va être dévié diffusé par tout le plasma interstellaire qui est a entre le Quisard et nous il y a une diffusion et donc il va scintiller un petit peu comme les étoiles scintillent parce qu’il y a une turbulence de l’atmosphère et là c’est le milieu ionisé qui y a à l’intérieur de la galaxie alors c’est Anthon e wit et Martin Ry qui avait l’idée de détecter les cintilations des quisards pour mieux apprendre ce que c’est que le Quisard et donc ils ont recruté une étudiante qui venait de d’edinburg Jin Bell en 1964 65 et ils lu ont donné un fer à souder un marteau et cetera pour construire un ce télescope alors ce télescope c’est un Radi télescope euh fonctionnant à 3.7 m de longueur d’onde donc il suffit d’avoir euh des des dipôles qui sont situés à 1 m chacun si vous voulez pour que on puisse détecter une longueur d’onde de 37 donc ils ont construit ce ces dipôles il y en a 2048 dipôles et le tout fait 130 m sur 130 m donc un cet donc elle a construit tout ça et puis à l’époque il y avait pas d’ordinateur donc ce que vous voyez ici c’est euh la la résultat de détection alors il y a pas rien ne bouge hein donc c’est la source qui bouge devant le télescope et on regarde la le résultat elle avait détecté des euh on a attendit des cintilations donc quelque chose qui varie et en fonction du temps là c’est la en seconde il y a elle a détecté des pulsation que le directeur de thèse n’y croyait pas il pensait que c’était une interférence et cetera mais il a fallu le détecter avec une vitesse plus rapide pour voir un petit peu comment se parce que les périodes c’était inférieur à la seconde donc il fallait un rouleau alors c’est des rouleaux de de centaines de mètres pour avoir une rapidité assez grande et une résolution inf la seconde il fallait un rouleau toutes les heures donc vous voyez le travail il fallait toutes les heures changer de rouleau pour voir un petit peu c’estes elle a détecté au moins quatre pulsard elle était la seule qui y croyait vraiment alors eu le l’injustice qui a été faite c’est que en 1974 le directeur de thèse a eu le prix Nobel mais elle a été oubliée alors ces pulsards qui ont été détectés donc en 74 on peut rappeler un petit peu le les caractéristiques hein on sait en gros que il y a des selon la masse de 1,4 ou 1 ou à de masse solaire 10 km de rayon on a que des noyaux donc 1 milliard de tonnes par cenmè cube on a cette configuration dont on a déjà parlé une rotation très rapide des pulsards normaux c’est quelque chose qui a entre 0,5 secondes 1 seconde de période donc et et puis un champ magnétique assez fort en moyenne c’est 10 pu 12 gas il faut dire que ce qu’on a sur terre c’est 0,5 gos donc c’est vraiment énorme on a l’exemple du crabe qui a explosé il y a 1000 ans he puisqueen 1054 on l’a détecté et qui a une période de 003 secondes il est très jeune alors ces pulsards vont émettre énormément il y a un champ magnétique très fort il y a un dipôle qui va faire perdre de l’énergie donc on va freiner et on peut détecter ce freinage il est très petit hein quand même puisque DP sur DT qui quand était sans dimension puisque avz second par seconde c’est 10- 15 donc on perd un tout petit peu 10- 15 secondes par seconde si vous voulez et peu à peu donc les les pulsars vont perdre de leur vitesse ils ralentissent parce qu’il il dépensent beaucoup d’énergie et ils ralentissent par contre on peut avoir ensuite alors évidemment le en ralentissant il il rejette de l’énergie magnétique et le champ magnétique va descendre il peut retomber jusqu’à 108 ga et à ce moment-là euh on pense que ils sont un peu morts c’estàd que la durée de vie c’est à peu près 100 millions d’années à à ce à ce stade-là par contre on a vu des EU TR des desétoiles à neutron qui peuvent tourner à la milliseconde une P de misees c’est 1000 tours par seconde ce qui a est dû à une réaccélération alors on va voir que c’est dans les binair X pourquoi parce que finalement le champ B peut-être dans une étape où il étaient solitaire il est tombé à 10 8 donc il perd beaucoup moins d’énergie et donc cette fois même s tourne très vite la durée de vie peut être de milliards d’années alors comment peuvent tel être réaccéléré et bien si vous êtes en binaire par exemple dans un am globulaire il est facile de r recapturer une une étoile puisque lesétoiles sont très denses ou alors iles étaient binaires au départ et l’explosion de supernové n’a pas détruit la binaire ce qui est deux possibilités donc dans les amas globulaires on trouve beaucoup de pulsards justement pulsard binaire et bien que se passe-t-il l’toile voisine va perdre de la masse et va nourrir alors cette masse elle va tomber elle n’est elle a un certain moment angulaire moment cinétique elle va pas tomber directement bien sûr elle va tomber en spiralant autour en faisant un 10acrétion et donc elle va arriver dans un peu dans la tangente à la à l’étoile qui tourne elle va l’accélérer par conservation de moment cinétique elle va donner des moment cinétiqu elle va accélérer et donc la la période va tomber de 0 3 secondes à 003 secondes et ainsi de suite donc on a des pulsars qu’on appelle millisecondes ou MSP misecondes pulsard alors ces pulsards sont extrêmement précis il y en a un par exemple don le numéro de téléphone est ici qui est très souvent mesuré et on on voit très bien on peut mesurer jusqu’au 13e chiffre alors pourquoi on est si précis c’est que on a évidemment presque 1000 puls par seconde on peut les les les accumuler pendant des des heures et donc on peut avoir une précision énorme sur la fréquence et une fonction Delta et on sait que ce chiffre là le dernier chiffre cro de 1 toutes les demi-heur donc il ralentit il ralentit mais c’est vraiment le dernier chiffre quand on regarde les six premiers chiffres ici ça reste les mêmes pendant 1000 ans donc c’est vraiment une montre encore bien meilleure que la marque pulsar vous avez parfois dans le magasin c’est vraiment les les les astres astrophysiques qui sont les plus précis alors on peut montrer quel qu est la place de tous les pulsards dans ce diagramme période et puis dérivée de la période c’est-à-dire la la perte de d’énergie le P point si vous voulez DP sur DT et donc les les pulsards normaux sont ici il commencent comme le crabe par là avec une période qui est la seconde ou un peu inférieure à la seconde mais euh leur leur ralentissement est très grand parce que le champ magnétique est très fort 10issance 12 et cetera et puis ensuite ils vont se retrouver dans cette zone là les rouges là et puis ils vont être réaccélérés par la binaire par le moment angulaire donné par la binaire et donc ils vont se retrouver dans la période entre la milliseconde ou les 10 misecondes et par contre ils ont un champ magnétique qui est plus faible historiquement parce qu’ils sont vieux ils sont plus assez jeunes et donc ils vont perdre beaucoup moins d’énergie et leur durée de vie va être d’ d’années au lieu de 100 millions d’années donc voyez un petit peu tout ce genre de de pulsard qui qui a été observé alors dans ces binaires et comme on va voir tout à l’heure le séminaire de syvin chati ces binaires sont très intéressantes pour mieux connaître les étoiles à neutron par exemple cette binaire herculus X1 on voit bien le la masse est changé qui tombe sur la l’étoile neutron avec un dis d’acrétion ici et donc le pulsard qui est mé dans cette alors la période orbitale de l’une autour de l’autre c’est 1,7 jours et il se trouve que le plan est vu presque de par la tranche donc il y a un un espèce d’obscuration un transit tous les 1.7 jours il y a une grosse étoile qui cache l’étoile à neutron donc on voit plus le pulsard et on on s’aperçoit de d’effets relativistes par exemple on sait que l’étoile à neutron a un champ très fort elle joue le rôle de l’anti gravitationnel pour le pour son propre rayonnement donc finalement le rayon que l’on observe est plus gros que la réalité on sait le corriger donc ça c’est bien et puis aussi on a on peut mesurer le délai de chapirot de quoi il s’agit il s’agit en fait que l’émission de l’étoile neutron lorsqu’elle passe au proximité de cette grosse étoile elle va être perturbée donc l’espace est courbé par la gravité de cette étoile et donc on voit un ralentissement ou une augmentation du pulse à cause de la courbure de l’espace et cet effet a été mesuré donc tout ça va nous donner beaucoup plus de renseignement alors ici on voit que en rayonnement X qui est dû au 10 d’acression et bien lorsqu’il est caché par l’étoile on ne le voit plus et euh on le voit lorsque on n’est plus en transit donc tout ça c’est très intéressant pour apprendre les quantités euh masse période et cetera des des étoiles à un neutron alors aujourd’hui on connaît à peu près 3000 pulsards ceux qui sont connus c’est les noirs autour du ici c’est un plan de la Voie Lactée le soleil est ici le centre de la galaxie au centre de de cette galaxie spirale et ce qu’on connaît c’est les les points noirs que vous avez ici qui sont à peu près 3000 mais on pense si on extrapole à tout ce qu’il y a dans la voie lacté il en aura à peu près 30000 pulsards qu’on pourrait détecter peut-être 20000 si on est mal orienté parce qu’il faut aller voir les les le phare qui tourne vers l’observateur ou pas mais avec ska qui va être opérationnel en 2028 on va sans doute voir 20000 donc 10 fois plus de pulsar que ce qu’on connaît aujourd’hui donc on aura énormément de renseignement alors il y a aussi ce qu’on appelle euh rotating radiotrant c’est-à-dire les RS qui sont irréguliers qui sont pas aussi réguliers que les pulsars et qui peuvent nous donner aussi des mécanismes internes aux étoiles à neutron alors sur cette structure interne on va en dire un tout petit peu plus puisque c’est ça qu’on essaie de de chercher hein euh par rapport à à cette coupe que l’on a déjà vu il peut alors on pense que au bord dans la croûte sans doute les neutrons doivent être assez éloignés puisqu’on n’est pas encore dans les densités les plus grandes et puis à un moment donné dans dans cette régionl on doit pouvoir trouver alors des spaghettis peut-être on imagine hein des spaghettis ou des des gruyères donc des tas de c’est c’est pour ça qu’on l’appelle neutron star pizza vous avez donc des spaghettis puis des des ou alors des des cristallins enfin une structure cristalline ou alors des tourbillons de neutrons qui sont enrobés par le champ magnétique ici et c’est ce qu’on observe c’est parfois ce qu’on appelle glitch c’est-à-dire un brusque sursaut de la de la période tout d’un coup le pulsard tourne un tout petit peu plus vite il y a un certain sursaut et on pense que peut-être ce sont ces tourbillons de neutrons la superfluide qui vont se recombiner donc a une perte de moment cinéti qui va être transmis à l’enveloppe puisqu’il y a conservation de moment cinétique et donc l’enveloppe va tourner plus vite on verra la la période augmenter donc ce glitch va aussi nous renseigner sur l’état de de ce que l’on a à l’intérieur à l’intérieur du noyau alors ça peut être des cloires des gluons qui sont peut-être confinés ou alors aussi d’autres particules alors la masse des étoiles neutrons elle est surtout connue lorsqu’on a une binaire il faut dire qu’on a de binaire que dans 10 % des cas pourquoi en fait on pense que toutes les étoiles il à peu près 50 % de binaire mais lorsqu’on a une binaire avec une étoile qui explose en supernové il est possible que la binaire se se casse donc c’est pour ça peut-être qu’on a seulement 10 % de d’étoil neutron binaire et on peut avoir donc une grande précision avec la période de rotation avec le pulsard on a parfois des doubles étoiles à neutron double neutron star qui on va voir est très très précis et pour l’instant lorsqu’on a mesuré toutes ces masses et bien on a des masses qui vont jusqu’à 2.5 mass solaire on sait que la limite pour avoir un trou noir c’est trois mass solaires donc on a on va assez loin on a pu mesurer l’effet chapirot à plusieurs binériques et puis ce qu’on cherche c’est à connaître l’équation d’état equation of stateéquation d’État c’est-à-dire quelle est la loi entre la pression et la densité qui règne dans le noyau alors il est possible que si on a des quirs qui sont déconfinés qui ne sont plus associés aux neutrons ou au protons et bien vous pouvez avoir des quirs qui sont apparis en deux et à ce moment-là on a des bons parce que chaque quirque a un spin à demi donc si vous en faites à TR vous avez un spin à demi mais si vous les coupl à deux vous avez des bosons et les bosons comme vous le savez peuvent se comprimer contrairement au au fermion ça peut se comprimer énormément donc ça peut permettre d’avoir une matière encore plus comprimée et ça on nen sait rien on va voir alors ce que l’on a mesuré donc avec cette équation qui est l’équation très très simple de Kepler en quelque sorte on retrouve que la période de la binaire période au carré est égale à à la distance a cube c’est la loi de Kep bon elle sera un peu plus compliqué avec une un péricentre qui qui précèe la précessionion de du périastron le Périé de mercure on le sait bien c’est dû à la relativité donc on peut avoir le la préession du périast on peut avoir une excentricité et cetera on va pas rentrer dans tous les détails mais il est possible de calculer et on a trouvé que lorsqu’on avait des étoiles neutrons doubles deux étoiles neutrons en binaire bien on des masses qui sont très très bien définies qui sont de l’ordre de 1,4 masses solaire par contre lorsqu’on a par exemple des compagnons qui sont des étoiles des naines blanches ou des des pulsards très rapide c’est beaucoup plus dispersé on le comprend pas très bien mais les les maximum qu’on a pu mesurer ça va jusqu’à de et un petit peu plus de masses solaire plus précisément on a cette ce genre de courbe la masse observé avec tout ces binaires lorsqu’on a deux étoiles à neutron une étoile neutron double à ce moment-là c’est très bien défini et puis lorsqu’on a tous les autres pulsards ça c’est s’étale beaucoup plus on sait pas pourquoi il y a vraiment ce cette masse alors on sait que lorsque on accrite de la masse pour avoir des des pulsars recyclés c’estàdire qui ont accrêé à partir du compagnon c’est ça qui les a accéléré et bien en gros c’est on a on a avalé 02 ou 03 mass solaire en plus et puis il y a quand même lorsqu’on regarde un petit peu plus loin et qu’on regarde un peu ce qui est euh plus massif donc les trous noirs ici il y a un un petit creux normalement on pas on devait pas enfin on pourrait avoir toutes les distributions de masse mais c’est certainement un reflet de la formation de ces objets qui nous dit que dès qu’on a cette masse là on va avoir un trou noir ou pas alors voici un petit peu la théorie en fait on prédit qu’on va être dans la région Hach hchuré et puis on mesure alors les étoiles à neutron qui ont fait enfin qui viennent d’une explosion de supernové de faible masse entre 8 et 10 on sait que il s’agit d’une supernouvé à capture d’électrons et se retrouve ici donc c’est assez bien défini et puis on a les doubles é neutrons ici très très bien défini et puis tout un toute une gamme possible ici en ver ce qui a été calculé et puis tout ce qui est accré et qui est les psard très rapide misees et cet alors est-ce que on va avoir ces fameux qu étrange qui vont arriver dans dans dans le schéma voyez si les neutrons et protons restent un petit peu comme dans les noyaux confinés on va avoir un certain rayon et la compression va être plus grande si les quarques sont libres et qu’on peut avoir des quarques étranges en plus donc la mesure du rayon va nous vraiment nous permettre de suputer ce qu’il va y avoir dans le au au cœur de la de la de l’étoile à neutron alors par exemple on peut avoir ces bosons qui sont formés de deux quart et qui sont des pions et des carons on va le préciser ici euh voici les les maisons hein on a tous ces quarqu là les six quar up down on a le charme et l’étrange et on a le top et le bottom alors quand vous regardez les masses de ces de ces quarqu ici c’est du MeV m EV les trois ici uds sont une petite masse par contre les trois autres sont des grosses masses et certainement ça va pas nous intéresser on va disposer de uds seulement c’est pour ça qu’on en parle que de ces trois là donc UD on a vu que c’était les protons et les neutrons étaient formés de udu ou bien UDD et puis s va certainement entrer dans la balance puisqu’on a largement la l’énergie pour les former et voyez comment c’est pions alors ces pions ils sont assez instables hein pourquoi parce qu’ils sont formés de d’antimatière en fait on a des des barres et cetera mais on les voit quand même dans les rayons cosmiques il y a une certaine durée de vie donc pourquoi pas à l’intérieur des étoiles puisque il se formerait puis en formerait d’autres il s’anilerait puis en formerait d’autres donc c’est possible alors l’avantage c’est que ce sont des bosons vu que ils ont un spin 0 ou 1 ils ont une charge qui dépend de UD donc pi+ pi0 + moins et cetera et donc ces bosons permettrai de d’avoir une concentration plus grande si la gravité force encore les quart à se à se comprimer les bosons il y a aucun problème pour les concentrer dans une seule une seule petite unité de volume donc ces pions et ces carons il est possible que on ait des quirqu étranges qui se qui se promènent alors pour quantifier la l’équation d’état des des qu neutrons on peut avoir une loi qui relie la masse ici et puis le rayon alors il se passe un même phénomène qu’on avait décrit pour lesen blanche on a vu que lorsque la masse est très comprimée qu’il n’y a pas d’énergie interne d au au aux réaction nucléaire qui pourrait faire de l’énergie donc il en a plus on sait que on avait détaillé un petit peu les les la statistique de fermidirac et l’équation d’Eisenberg et cetera pour montrer que le rayon varie inversement proportionnellement à la masse c’est dire que plus la la masse est grande et plus le rayon est petit on l’avait vu déjà pour lesen blanche c’est la même chose pour l’étoil neutron tout simplement parce que la densité va croître d’autant plus que la gravité est forte donc la masse est grande c’est pas du tout c’est pas intuitif parce que ce qu’on voit dans les planètes et les étoiles les planètes plus la densité moyenne est à peu près la même et donc plus la masse est grande et plus votre rayon est grand si la densité est constante vous avez la masse qui croit comme le le cube du rayon là c’est pas pareil du tout hein plus la masse est grande plus votre objet est petit donc c’est un petit peu ce qu’on avait vu ici pour les naines blanches pareil donc lorsqu’on va avoir une grande masse on va avoir un petit rayon c’est ce qu’on voit ici a comme euh sur cette courbe là vous voyez que la la masse décroit lorsque les rayons croit donc il y a aussi des des des contraintes que l’on va avoir la causalité hein c’est ce qui nous interdit d’avoir des des des objets dans cette partie verte ici alors qu’est-ce que ça veut dire causalité si vous éccrivez l’équation d’état donc la pression qui est égale à la densité multipliée par la vitesse du son au carré il faut il faut évidemment que la vitesse du son soit inférieure à la vitesse de la lumière il faut personne ne peut aller plus vite que la vitesse de la lumière donc cette conditions ça nous barre cette cet espace là et que se passe-t-il dans cet espace là ça veut dire qu’on a un trou noir à ce moment-là si on ne veut pas avoir plus de de vitesse la masse va s’effondrer et c’est pour ça queà trois masses solaires on va sans doute avoir un trou noir ici on a déjà depuis 974 il avaitté calculé que la masse maximum était de trois masses solaires et puis il y a cet effet de lentille dont on parlait qu’on peut quantifier hein il s’agit le rayon qu’on va observer de l’étoile neutron ça va pas être le rayon réel mais ce rayon divisé par cette quantité qui est plus petite que 1 donc ça va être plus grand et vous reconnaissez ici la la formation de l’horizon d’un d’un d’un d’un corps ici il y a pas d’horizon puisque le l’étoile neutron est plus grande que son horizon mais c’est un petit peu le même phénomène et puis il y a une une autre contrainte c’est que on ne peut pas tourner plus vite que le le fait que la force centrifuge va faire éjecter de la matière si on tourne beaucoup plus vite que 1000 tours par seconde par exemple donc cette rotation maximum serait ici donc cette euh équation d’état en quelque sorte ce qu’on cherche à savoir he pour savoir si ce sont des quarqu des des nucléons et cetera ça va se représenter par ses coures là qu’on va pouvoir postuler en théorie et puis on peut essayer de déduire de ces courbes là des modèles on va déduire m en fonction de rayon avec ces contraintes là et par exemple ces trois points vont me donner ce genre de courbe évidemment le ce qu’on voudrait c’est inverser cette relation c’està-dire partir des courbes observées m de R et en déduire l’équation d’état de la l’étoile neutron donc c’est ça qu’on va faire c’est pas partir de ce qu’on observe masse en fonction du rayon avoir au moins trois points ici et puis essayer de d’inverser et vu qu’on a on a fait le modèle dans un sens pourquoi pas dans l’autre et en déduire queles sont et en effet on déduit un petit peu en fonction des périodes de causalité instabilité dépression l’équation d’état de l’étoile à neutron donc c’est ce qui ce qui est fait actuellement alors on a aussi d’autres d’autres façons d’avoir des renseignements hein évidemment on mesure à la fois la masse et le rayon de façon couplée on a vu que il y avait ce rayon qui était observé en fonction de la masse le rayon dû à la Lenti gravitationnelle on a aussi des des oscillations à chaque fois que il y aura des sursauts ou bien des tremblementaires de de l’étoile à neutron ou des l’accré avec des oscillations crois périodique ça va nous faire trembler et vibrer un peu un petit peu peu comme la sismologie de ces ces étoil à neutron et on va pouvoir en déduire quelque chose sur le rayon et la la physique de de l’étoile à neutron alors voici un petit peu ce qui a été fait en point de vue masse et rayon pour certaines courbes ici que vous voyez en noir pour certains quisards qui ont été observés en noir il s’agit de nucléon équation d’état a nucléon et ce qu’on a avec des quarques c’est en vert des courbes en vert voyez qui sont pas du tout la même forme que les courbans noir les courb noir c’est un peu classique avec des des hadrons des nucléons et puis les quirqu en vert avec une certaine contrainte de causalité bien sûr et de rotation alors comment va-t-on contraindre un peu plus c’est par exemple par le taux de refroidissement on avait vu que une étoile à neutron lorsqu’elle explose évidemment c’est c’est une énorme énergie qui est précipitée vers le cœur de fer qui ensuite va exploser donc on part de quelque chose qui est très très chaud peut-être 100 millions 100 milliards de de degrés et puis on retombe grâce à l’éjection des neutrinos euh à à peu près 1 million de degrés qui est la la température de la surface et puis on va perdre de l’énergie par rayonnement alors ce rayonnement va dépendre énormément du champ magnétique mais aussi de la surface de ce qu’il y a à la surface et aussi de ce qu’il y aura à l’intérieur si on a des quirs qui sont àariés par exemple qui sont pas àariés on va perdre de la de la chaleur de façon très très différente alors ici on a par exemple en fonction du temps euh la température à quel taux elle se refroidit l’étoile à neutron et on a les barres d’erreur ici ce sont des des pulsars des étoil neutron qui ont été observé voyez le modèle essaie de reproduire ces ces observations mais on a une un objet qui est très bizarre c’est ce fameux s 17 euh 31 – 347 bon peu importe cet objet dont la barre d’erreur est ici en rouge qui a une masse très très faible on s’est aperçu que c’est un travail récent de sago Néal en 2023 saperçu que il avait une masse plus faible que la limite de chanta seccar alors voici les observations dorocheno etal ont fait des observations en 2022 on a une un une étoile à neutron qui est binaire avec un compagnon ici on a à l’intérieur d’une nébuleuse ce que vous voyez en vert ce sont les rayons X en bleu les rayons gamma euh le la poussière est en rouge et en blanc vous avez l’optique donc l’étoile à neutron c’est au centre ici en noir et le compagnon est une étoile assez géante euh la la supernové semble être relativement jeune à 27000 ans on sait que la les les pulsars sont une une âge durée de vie de 100 millions d’années donc ça c’est assez jeune encore et la surprise c’est que la masse est de 0,77 masse solaire donc ça paraît être inférieur à la masse de Chandra sea mais quand même avec un rayon de 10 km et une température de 2^ 6 alors si on le place cet objet dans le diagramme masse rayon et bien comme vous voyez il se trouve ici je crois que ma le laser ne marche plus très bien mais vous voyez ici euh ce cette barre d’erreur à ce barre d’erreur ici qui est la barre d’erreur entre masse et rayon que l’on observe et puis ici ce sont les courbes des modèles avec toujours le coin de causalité interdit et le coin de donc il faudrait des courbes qui puissent reproduire ce cette position particulière de ce de ce pulsard alors d’ici ce que vous voyez ici c’est ce qu’on a proposé vous voyez par exemple les équations d’état en vert pour des hadrons hadron ça veut dire nucléons protons neutrons he qui sont à l’intérieur de l’étoile neutron et puis on voit que on essaie on essaie de trouver une équation d’état qui va reproduire cette zone rouge là orange ici qui est ce fameux sj17 qui semble être évité par les courbes hadroniques alors peut-être ce sont des quarques étranges les quarqu étrangees vous avez une courbe orange qui passe ici alors voyez que les astronomes sont quand même assez désespérés puisqu’ils ont ajouté de la matière noire parce que DM c’est dor matter alors ça c’est un petit peu surprenant puisque la matière noire comme vous le savez n’interagit pas du tout sauf par la gravité et ne rayonne pas n’interagit pas avec la lumière donc normalement la matière noire reste très très diffuse à l’extérieur de tout objet compact donc s’il en a c’est vraiment des des des très petites quantités mais toutes les les courbes en pointillé rajoutent un peu de matière noire à C à ces courbes là alors ce que vous avez c’est vous avez quand même des des étoiles neutrons qui sont relativement faciles à détecter comme la bleue le nuages bleus les nuages verts ici ce sont des étoiles à neutron observé donc on ne sait pas est-ce que les les quarqu seraient déconfinés très tôt et à transformé en quarque étrange et peut-être ce cet objet là particulier semble en faveur de C de ces quirques étrange alors il y a aussi beaucoup de de d’informations qui nous sont données par les le rayonnement X depuis au moins une dizaine d’années auou plus on a des des satellites en rayons X qui permettent de détecter beaucoup de variabilités alors il y a des variabilités à toute échelle par exemple lorsqu’il y a des binair X comme on a représenté ici toujours une étoile ordinaire qui donne de la masse autour de l’objet compact qui est le l’étoile à neutron ici avec des avec ind disacrétion on a des sursaut des sursauts qui peuvent être de quelques secondes et on a un sursaut de rayon X tout d’un coup alors on pense que ils sont dusû au fait que un certain paquet de de matière arrive de l’étoile compagnon et arrive par exemple dans cette régionl ici puisque elle va arriver par le pôle en fait du au champ magnétique qui va canaliser un peu comme les aurores que vous avez sur Terre on va canalyser toute les la la matière ionisée qui arrive ici et qui va euh mettre ce sursaut de rayon X on en a des sursauts donc de type de seconde euh on a des bursts qu’on appelle burst qui sont ici on le voit bien d’une durée de quelques secondes Mme peut-être une minute ici lorsque il y a des réaction thermonucléaire qui arrive lorsque la la masse arrive vers la surface de l’état de neutron mais on a aussi des des sursaut plus longs pour les binaires de faible masse et qui on le voit ici chaque sursut fait 20 jours donc c’est vraiment plus long et ici on a quelque chose qui est pas du tout périodique mais qui a qui se reproduit par exemple cet objet a étété suivi pendant 16 ans vous avez 20 burst dans cette région là ici et chacun fait peut-être un jour alors peut-être que chaque long sursaut est composé de plusieurs sursauts donc vous avez un grand nombre de sursauts ici et ici on est en détail he ici c’est 500 jours ici 20 jours donc sans doute il y a peut-être des formes de sursaut mais qui vont nous renseigner sur ce qui arrive ce qui tombe sur l’étoile et puis une fois que vous avez de la masse qui est tombée sur le 10 d’acré il va tourner autour tourner et préesser et ça on avait vu que la fréquence est d’autant plus rapide donc vous avez ce qu’on appelle les les oscillations quasi périodique c’est pas tout à fait périodique parce que vous n’avez pas de trajectoire circulaire vous avez quelque chose qui spirale vers le centre mais on l’avez déjà trouvé ces oscillations sont plutôt de l’ordre de la seconde milliseconde ou inférieure donc voyez vous avez des des échelles de temps très variées selon que vous avez un sursaut dû à la crétion de la matière et puis ensuite la matière qui tombe sur l’étoile neutron donc ça c’est quelque chose qui permet d’avoir aussi une petite idée sur ce qui passe au voisinage de l’étoile à neutron et du rayon alors ici on a on a par exemple lorsqu’on fait la la transformé de Fourier on a des euh résultats qui peuvent être de trois types on les avait vu aussi la dernière semaine autour des trous noirs c’est un petit peu semblable à ce qui se passe autour d’un d’un trou noir binaire et on peut les classer en fonction de la dureté du rayonnement X ici le rayonnement X dur c’estàdire qu’on a le rayon ement à haute fréquence de 10 kil éctronvt et puis le rayonnement doux qui est plutôt 0,5 électronvt et on sait que dans le cycle que que l’on voit ici le plus fréquent c’est ce cette oscillation là et on arrive à voir que de temps en temps on peut avoir quelque chose de très lumineux mais qui a un rayonnement doux et puis très peu lumineux et plus dur alors ça on pense un petit peu l’équivalent de ce qui se passe autour des trous noirs lorsqu’on a un dis pression qui est très efficace pour rayonner donc une très forte luminosité sans doute beaucoup d’acression à ce moment-là on n pas de couronne qui se passe de couronne d’électrons chauffé qui peurrait par un Compton inverse transformer les rayons X mou en un rayons X dur par contre on a cette couronne dans ce cas-là donc c’est pour ça qu’à faible brillance on a des rayons durs al tout ça on peut comprendre un petit peu c’est un peu le même principe que ce qui se passe autour des trous noirs et puis la la fréquence de quasi périodique est sans doute lié à la précession voyez qu’on a un 10 d’acrétion ici comme le l’objet compact l’étoile à neutron tourne très vite et que cet objet compact déforme l’espace autour évidemment l’espace autour va être obligé de tourner avec la l’étoile à neutron et donc on va forcer on va faire un couple qui va essayer de aligner la matière qui tombe avec le hauteur de l’objet compact et finalement on a ce coupe de lstering ici et la précession on avait vu que cette précession était plutôt de l’ordre la millisecondde donc on arrive à retrouver l’origine de ces oscillations quasippériodiques il y a aussi la façon d’avoir l’information sur ces rayons des des des étoiles neutrons pour des binaires qui sont très calmes il y a pas de chorceau rien du tout pas d’oscillation à ce moment-là qu’est-ce qu’on voit et bien on voit la température de la surface de toit neutron qui est très élevé puisque c’est des millions de degrés et certains ont calculé l’opacité euh de l’atmosphère de d’hydrogène et cetera et on essaie de calcule le le rayon en prenant en compte évidemment du rougissement gravitationnel de la lentille gravitationnelle et cetera et donc on peut placer euh des euh des objets d’étoiles neutrons dans ce diagramme Mr donc pour avoir les l’équation d’état euh avec sulement des surfaces d’étoiles à neutron calme sans sursut sans échange de masque et cetera donc tout ça ça permet d’avoir beaucoup de rayon de d’informations sur ces alors il y a aussi quelque chose qui va nous donner des informations c’est la fusion d’étoiles neutron on sait qu’ y en a eu une en 2017 fusion de deux étoiles neutrons qui a donné beaucoup de renseignement par les ondes gravitationnelles qui ont été émises en même temps que un sursaut de rayon gamma alors ce qu’on peut prédire ici les modèles l’ont fait en fonction du temps alors cette fusion d’étoil à neutron a pris que quelques secondes après une phase de spiraling et puis on voit que si c’était des quarqu voici la densité qu’on aurait sur l’étoile à neutron final et puis avec ce modèle là on peut en déduire le spectre des des ondes gravitationnelles qu’on qu’on qu’on va essayer de détecter et voyez que c’est différent dans le cas de quirc dans l’toil de neutron alors pour l’instant ce n’est qu’à l’état de prédiction on n’ pas pu l’observer dans ce cas-là en 2017 mais on va bientôt en détecter beaucoup plus de fusion d’étoil on avec les futurs détecteurs d’ond gravitationnelle donc ça c’est une une voie prometteuse pour en connaître encore plus sur l’équation d’état de l’équtoit neutron voici des prédictions qui ont été faites par exemple ici 2 miseondes 6 et 15 misees après la fusion de l’étoile neutron vous avez à gauche la prédiction de la température et à droite la prédiction du nombre de quarqu que vous attendez en bleu donc vous voyez tout est prêt les prédictions sont faites il n’y a plus qu’à observer des événements d’ondes gravitationnelle à la fusion et on saura combien de quirqu vous aviez dans ces étoiles à neutron alors d’autres manifestations qu’ qu’il y a autour des pulsards sont les vents de pulsard alors ici vous avez observé ce ce genre de vent de pulsard avec les instruments à la fois en rayonx à la fois en poussière le satellite speedzer a pu détecter la poussière 24 microns ou l’émission radio euh donc vous avez ici de la poussière qui a été éjectée lors de l’explosion de supernova et maintenant le pulsard aimet encore beaucoup de de matière il tourne très très vite soit il a un compagnon et il y a un disque d’acré qui émet un vent mais même aussi le pulsard peut émettre donc une ce qu’on appelle un pwnn c’est-à-dire un pulsard wind nébulé donc c’est ce qui arrive par exemple à au crab on appelle ça pléion aussi ça veut dire que c’est une nébleuse qui est pleine n’y a pas seulement une coquille autour de la supernovvée mais tout l’intérieur est rempli donc ça veut dire plinion en grec c’est quelque chose qui est nbleuse pleine donc vous voyez dans la nébuuse du du crabe qui a été éjecté donc par la l’enveloppe de la supernovée et bien à l’intérieur ici ce que vous voyez en rayon X c’est c’est ce schéma là qui est à l’intérieur de la nébuleuse ici I et cette masse est éjectée par le pulsard et récemment il y a un un satellite qui a été lancé en 2021 qui permet de détecter la polarisation de ce rayonnement voyez la polarisation du Chambé et on apprend beaucoup plus sur ce pulsard le crabe est quelque chose qui a été observé de multiples fois évidemment il est très proche et très jeune et ça permet de savoir ce que devient ce pulsar et quel est son rayon sa masse et cetera alors maintenant je vais aussi en terminer dans le temps qui reste avec ces fameux magnétards qui sont euh des des pulsars aussi des étoiles neutron qui ont un champ magnétique 1000 fois supérieur au champ magnétique moyen euh des pulsars ordinaires donc 10 pu 15 et plus donc vous savez que c’est 10 pu 12 pour un pulsard comme le crabe par exemple là c’est énorme c’est vraiment énorme et euh sans doute c’est dû à des étoiles qui étaient très très massives CIT dans la partie très massive de la distribution des étoiles à neutron ici c’est une simulation vous voyez d’un côté gauche c’est la simulation du champ électrique que l’on s’attend vous avez ici l’horizon d’un l’Orizon statique et puis l’ergosphère c’estàd comme une tourne très rapidement vous avez une ellipse en rouge donc les le champ électrique et le champ magnétique vous avez le dipole et le champ magnétique donc on pense que ces magnétares sont aussi à l’origine de sursaut de partic très énergétique de gamma et puis aussi de ronsx et il se répète on a vu alors il y a des il y a des sursau rayons gamma qui se répètent pas qui sont les hypernovés donc qui détruisent complètement leur c’est une supernovée extrême mais ici ce sont des répéteurs on a vu quelques répéteurs et ces magnétards sont les candidats pour être des les les sursuts h Ron X et gamma qui se répète avec un champ magnétique très très grand la durée de vie est très courte puisque ils perdent comme il y a un chamb très fort ils perdent beaucoup de leur énergie ils se ralentissent donc ils ont une période qui est déjà 2 à 3 secondes pourtant ils sont relativement jeunes parce qu’ils perdent très très vite leur leur énergie de rotation donc ils vont très vite avoir une durée de vie de quelques milliers d’années alors la formation de ces magnétards pourquoi ont-ils un champ magnétique bien plus fort alors on sait que les pulsar ordinaires il y a le la conservation du flux dans dans une surface BS ici qui explique un petit peu comme pour le moment cinétique lorsqu’on concentre la matière le CH magnétique se concentre aussi par contre pourquoi il y en a-t-il plus que d’un puls ordinaire on pense qu’il y a un mécanisme dynamo qui a été simulé ici on peut selon certains modèles avoir euh un champ magnétique qui est bien plus grand que 10 15 Goos euh dans certains cas en fonction du temps et cetera ici c’est la représentation euh du du champ magnétique l’intensité du champ magnétique en couleur ici pour cette simulation donc on a un mécanisme de dynamo qui va accroître énormément le champ magnétique pour représenter ces magnétars c’est uniquement 10 % des étoiles neutrons qui sont tr magnétar donc c’est quelque chose de rare et qui a une durée de vue assez courte alors on pense que ce sont à l’origine de ces fameux sursaau radio rapides qu’on appelle FRB fast radioburst vous savez que ça a été détecté sans qu’on sache très bien ce que c’était en 2007 et puis après quelques années plus tard on a compris que c’était des objet qui étit très très loin et très énergique en une milliseconde ils peuvent émettre énormément de luminosité le premier qui a été détecté c’est suicide voyez un petit peu le pic de luminosité en une milliseconde et ce que vous voyez ici c’est la dispersion c’est-à-dire en fonction du temps d’arrivée qui est ici 100 miseondes on voit que la fréquence radio détectée descend alors ça c’est c’est la mesure de dispersion qui est lue au plasma interstellaire qui est entre l’objet et nous donc le plasma diffuse et finalement vous avez une relation qui nous donne la quantité de plasma intercellire qui a été voyager enfin on a voyagé durant donc ça peu c’est une un proxy pour la distance et c’est là qu’on s’est aperçu que ces objets étaient même à l’extérieur de la galaxie tellement la dispersion la mesure de dispersion était grande aujourd’hui on dédisperse ça c’est-à-dire qu’on remet toutes les fréquences au même niveau c’est pour ça que cette courbe de dispersion elle est constante mais en fait elle est très très grande et aujourd’hui on a détecté plus d’un millier de ces sursauts rapides donc c’est des quelque chose qui est vraiment très fréquent bien qu’il en ait qu’un seul dans la voilecté mais quand même comme c’est cosmologique on les détecte très loin on en détecte très un grand nombre alors dans notreacté il y en a un seul qui est celui-ci dont on a déjà parlé parce que c’est un reste de supernové c’est aussi un un sursut gamma donc il y a des rayons X il y a des rayons radios il y a aussi un maser oh de l’interaction de cette supernovée avec le mux interstellaire et la période de ce pulsard c’est de 3,2 secondes donc c’est vraiment le le magnétard typique avec une période qui est très lente qui s’est déjà beaucoup ralenti bien que la durée de vie ne soit pas si alors on on parlait à l’époque de de pulsar anormaux mais ça c’est historique on en parle plus on sait que maintenant c’est plutôt des magnétars et on n’ pas besoin de rajouter au zo la zoologie de toutes ces objets un autre terme ici c’est plutôt des magnéurs donc c’est une supernvé qui on pense à exploser il y a 16000 ans donc relativement jeune pour ce genre d’objet on a pu détecter dans cet objet là pas mal de sursaut X et de sursaut radio qui n’arrivent pas exactement au même endroit euh sont des répéteurs donc avec une durée de millisecondes et puis aussi un angle de polarisation qui varie on va voir ça c’est très important parce que ça va contraindre le modèle alors récemment le télescope chinois fast qui par zuetal en 2023 fast c’est le le 500 m le télescope de 500 m qui est un petit peu comme celui d’arossibo qui est maintenant est détruit hein mais il a 500 m de diamètre il est dans un dans une cuvette naturelle avec un un foyer qui se déplace au-dessus et donc c’est un des radiotélescopes les plus puissants aujourd’hui ils ont détecté 795 pulses radio de cet objet alors on peut le mettre dans le diagramme durée et fréquence et luminosité et tous les les pulses détectés ici sont dans les point rougge chaque point rouge une croix rouge ici donc tout ça c’est ce qu’ils ont détecté pendant quelques jours en fait hein puisque ils sont très rapide alors ce qu’ils ont remarqué c’est que par rapport au pulsard le les les surceau radio les puls radio étent d’un côté était en opposition de phase avec les les rayons X donc les rayons X sont aimis d’un côté et les radios de l’autre ça ça peut aussi nous nous renseigner sur le modèle alors non seulement on a des pulses mais aussi on a des sursut radio encore plus exceptionnel en luminosité donc il sont les points violets ici al ce diagramme vous donne comme c’est la luminosité en fonction de la fréquence la température les températures de la brillance température brillance du corps qui sont 10 12 K et voyez ici beaucoup plus grand cette limite à 10 12 c’est la limite de la l’émission thermique en quelque sorte on a on peut représenter ça dans le même genre de diagramme ici où on a à partir de là jusqu’à 10 même 44 Kelvin ça ne peut être qu’une ém cohérente un petit peu comme des lasers ou des masers où tous les photons se mettent ensemble et sont stimulés en même temps alors que l’émission incohérente thermique ce sont des il y a des interférences qui annulent ici on a une émission de courbure qui est la source de toutes ces émissions là puisque on a des températures de brillance bien plus fortes que une température maximale pour une mission incohérente alors finalement on a on sait toujours pas bien à quoi sont d c’est sur ce radio énorme alors soit il y a deux modèles soit il s’agit autour de l’étoil neutron de quelque chose qui se produit jusqu’à 105 km donc qui a traversé des ones de choc jusqu’à la la dernière coquille de la l’exposion de supernouvé donc le FRB se déplace là avec des ones de choc ou alors c’est quelque chose qui est très près de l’atmosphère de l’étoile neutron qui fait 10 km donc ça peut faire 20 km voyez que c’est complètement différent comme modèle et ça montre l’incertitude dans lequel on est sur euh l’origine de ces surceuts mais si la polarisation varie ou pas ça peut détecter l’un ou l’autre c’est pour ça que c’est très intéressant de voir la polarisation et sa variation alors peut-être que les deux modèles existent et que on a des sursauts dans les deux cas hein c’est possible mais pour l’instant il y a des modèles sont faits dans les deux cas alors il y a aussi des nébuleuses qui émettent des rayonnements radios on n pas que le FRB on a les nébuleuses nébuleus de pérenne et pour ceci on a un petit modèle de ce genre-là euh c’est une étoile à neutron qui accrête de la masse de son compagnon donc ici on a un dis d’acrétion qui est représenté ici le compagnon n’est pas représenté et le dis d’acréion n’est pas très efficace pour rayonner il est très épais donc il va envoyer du vent qui est en orange ici qui va euh remplir en fait cette nébuleuse qui est pleine d’électrons relativistes qui vont émettre en 5 on donc on a une émission persistante radio qui est pas seulement le le sursut de de radio que l’on a dans le FRB et donc c ce genre de d’image la supernové le vent rencontre le M intercellèire dans un choc est plutôt celle qui nous permettrait d’expliquer la nébuleuse alors ces hyper nébuleuses hein on on le connaît il y en a pas mal ici par exemple le crabe on sait qu’il y a une très très grande nébuleuse il y en a aussi pour les trous noir supermassif donc les AGN donc ce n’est pas une totale surprise mais ça nous permet d’affiner notre modèle et finalement je je terminerai par cette cette observation assez récente en 2023 où on a détecté le plus lointain le sur son radio le plus lointain qui est un red chi de 1 c’est-à-dire dans la première moitié de l’âge de l’univers donc on arrive à les détecter et à détecter le Red chiff parce que c’est pas évident on a quelque chose qui normalement euh doit être coïncident avec une galaxie haute et là on a vu la galaxie haute on a pu avec les rés optiques déterminer son red shift et on a donc en fonction de Z le plus loin sur ce radio qui est ici et vous voyez que c’est très puissant ok donc je résume à ce qu’on a euh évoqué aujourd’hui donc sur les étoiles neutrons on a des rayons qui sont d’ord de 10 km des masses donc on a vu qui était peut-être de 08 à 2,5 mass solaire et puis on a une structure interne donc on commence à euh préciser un petit peu ce qui est peut-être il y aura des maisons des bons et des quirques étranges c’est possible et puis les pulsards on a vu qu’il y avait deux sortes de pulsards soit isolés soit avec des binérix et les magnetards qui sont des objets euh extrêmes 10 % d’étoiles neutrons avec des champs magnétiques extrêmes et des sursaut X et radio et gamma je m’arrêterai là merci beaucoup [Musique]