Une étoile à neutrons pèse plus d'un milliard de tonnes par cuillère à café ?
― La gravité a écrasé le « vide » des atomes
C'est vrai. Le calcul donne environ 2 milliards de tonnes par cuillère à café. Pourtant, il ne s'agit pas d'une matière spéciale et particulièrement lourde. Notre corps, une table : presque tout leur volume n'est que du vide. Quand la gravité d'une étoile écrase entièrement ce vide, voilà le résultat.
Dans la cuisine, vous prélevez du sucre avec une cuillère à café. Quelques grammes. Entre les doigts, on ne sent rien.
Et si cette même cuillère pouvait puiser dans la matière d'une « étoile à neutrons » ? Vous avez peut-être déjà entendu, dans un livre ou une émission sur l'espace, qu'« une cuillère pèse des centaines de millions de tonnes ».
Cela ressemble à une exagération, mais les chiffres sont exacts. Pourquoi un tel phénomène est-il possible ? La réponse ne se trouve pas dans un espace lointain, mais dans les atomes que vous tenez déjà entre vos mains.
Une masse démesurée : seulement deux raisons
Presque toute la masse d'un atome est concentrée dans son minuscule centre, le « noyau ». Le noyau ne mesure qu'environ un cent-millième de l'atome entier. Le reste n'est qu'un espace vide où voltigent des électrons.
Quand une étoile très massive s'effondre en son centre, à la fin de sa vie, les électrons qui préservaient ce vide cèdent face à la gravité. Ils sont enfoncés dans les noyaux, et il ne reste plus qu'une boule compacte de neutrons.
Autrement dit, une étoile à neutrons n'est pas « une étoile faite de matière lourde ». C'est « une étoile qui a perdu son vide ». Voyons cela dans l'ordre.
L'intérieur d'un atome est presque entièrement vide
Un atome mesure environ un dix-millionième de millimètre. Son noyau, au centre, ne représente qu'environ un cent-millième de cette taille. Si l'on agrandissait un atome jusqu'à en faire une sphère de 100 mètres de diamètre, son noyau ne mesurerait qu'un millimètre — la taille d'un grain de sésame.
Et pourtant, ce noyau concentre plus de 99,9 % de la masse totale de l'atome. Les électrons qui l'entourent sont extrêmement légers. Regardez la partie gauche de la figure 1. La matière ordinaire est un monde clairsemé, où quelques points massifs flottent dans le vide.
Malgré cela, quand vous posez la main sur une table, elle ne la traverse pas. C'est parce que les électrons se repoussent mutuellement : « impossible de s'approcher davantage ». Le vide n'est pas simplement vacant : il est protégé par les électrons.
Le moment où les électrons cèdent à la gravité
Une étoile environ 10 fois plus massive que le Soleil forme, en fin de vie, un noyau de fer en son centre. Sa taille avoisine celle de la Terre, pour une masse comparable à celle du Soleil. Cette masse est, pendant un temps, soutenue par la résistance des électrons.
Mais quand cette masse dépasse environ 1,4 fois celle du Soleil, les électrons ne peuvent plus la soutenir. Le centre s'effondre en moins d'une seconde. Les électrons sont enfoncés dans les protons des noyaux, et les protons se transforment en neutrons. La figure 2 présente ce déroulement, de gauche à droite, en trois étapes.
Les neutrons, n'ayant pas de charge électrique, ne se repoussent pas entre eux. Le processus ne s'arrête que lorsque les noyaux entrent en contact les uns avec les autres. Ainsi, ce qui avait la taille de la Terre devient une sphère d'un peu plus de 20 km de diamètre. Les couches externes sont alors projetées par le contrecoup : c'est l'explosion en supernova.
La densité moyenne d'une étoile à neutrons est estimée à peu près égale, voire supérieure, à celle du noyau atomique lui-même. Une étoile à neutrons est en quelque sorte un noyau atomique géant de 20 km de diamètre. C'est pourquoi une cuillère à café pèse environ 2 milliards de tonnes. Le poids cumulé des 8 milliards d'humains atteint environ 500 millions de tonnes. Une cuillère à café pèse ainsi environ 4 fois plus.
Une personne de 60 kg compressée à la densité d'une étoile à neutrons ferait environ 7 millièmes de millimètre de diamètre — la taille d'un globule rouge dans le sang. Même la Terre entière, comprimée ainsi, tiendrait dans une sphère d'environ 300 mètres de diamètre, plus petite que la hauteur de la tour Eiffel.
En 2017, les vibrations produites par la collision et la fusion de deux étoiles à neutrons ont été détectées pour la première fois sous forme d'ondes gravitationnelles. Cet événement a livré des preuves de la formation massive d'éléments lourds comme l'or et le platine. Une partie de l'or présent sur Terre serait née de collisions de ce type.
En résumé
Si les étoiles à neutrons sont si extraordinairement lourdes, ce n'est pas parce qu'elles seraient faites d'une matière spéciale. C'est parce que la matière ordinaire est presque entièrement composée de vide, et que la gravité d'une étoile massive a écrasé ce vide. Ce qui protège habituellement ce vide, c'est la résistance des électrons. C'est cette même force qui nous permet de nous tenir debout sur le sol sans le traverser.
La masse au noyau, la taille aux électrons.
L'étoile à neutrons est celle qui a tout abandonné de sa « taille ».
Sur la température de l'espace, voir « Est-ce vrai que l'espace est froid ? », et sur le mécanisme qui fait briller les étoiles, voir « Comment les étoiles peuvent-elles briller pendant des milliards d'années ? ».
- Posez une tranche de pain sur une balance de cuisine et notez son poids. Mesurez aussi son épaisseur avec une règle.
- Écrasez fermement le pain à la main pour en faire une petite boule compacte. Pesez-la à nouveau et mesurez sa taille.
- Le poids reste presque identique, mais le volume a dû se réduire à une fraction de l'original. La quantité que la même cuillère peut prélever devient donc plusieurs fois plus lourde.
Le vide dans le pain, ce sont des bulles d'air. Ce qui a disparu dans l'étoile à neutrons est bien plus petit : le vide à l'intérieur des atomes. Le taux de compression atteint quelques fois pour le pain, mais des centaines de milliers de milliards de fois pour une étoile à neutrons.
Pour aller plus loin ― vocabulaire, formules, liens avec les manuels scolairesDu niveau collège jusqu'aux matières universitaires spécialisées, chaque niveau est indiqué clairement
- CollègeNotions vues en sciences au collège
- LycéeNotions vues en « physique » et « sciences de la Terre » au lycée
- Lycée+Contenu avancé du lycée, ou traité en encadré dans les manuels
- UniversitéContenu non vu au lycée, relevant de matières universitaires spécialisées (mécanique quantique, astrophysique)
- RechercheCe qui n'est même pas enseigné comme « établi » à l'université, mais que les chercheurs étudient actuellement
CollègeVocabulaire : ce phénomène a un nom
- Densité : le poids (masse) pour un même volume. L'eau pèse 1 gramme par centimètre cube.
- Noyau et électrons : le cœur lourd au centre de l'atome, c'est le noyau, composé de protons et de neutrons. Autour gravitent des électrons légers.
- Étoile à neutrons : ce qui reste après l'explosion en supernova d'une étoile massive, une étoile presque entièrement composée de neutrons. Celles qui tournent vite sur elles-mêmes en émettant des ondes radio régulières sont appelées « pulsars ».
CollègeLycéeVérification par le calcul : combien pèse une cuillère à café d'étoile à neutrons ?
À partir de la masse et de la taille d'une étoile à neutrons, calculons sa densité. Puis déduisons-en le poids d'une cuillère à café (5 centimètres cubes).
| En notation symbolique | ρ = M ÷ V , V = (4 ÷ 3) × π × R³ |
| En mots | Densité = masse ÷ volume. Le volume d'une sphère est « 4/3 × pi × rayon au cube » |
| Origine de la formule | Combinaison de la définition de la densité (sciences au collège) et de la formule du volume d'une sphère (mathématiques au collège). Une étoile à neutrons peut être considérée comme une sphère presque parfaite. |
| ρ | Densité. Unité : kg/m³ (kilogrammes par mètre cube) |
| M | Masse de l'étoile à neutrons. Unité : kg |
| V | Volume de l'étoile à neutrons. Unité : m³ |
| R | Rayon de l'étoile à neutrons. Unité : m |
| Masse du Soleil | environ 2,0 × 10³⁰ kg |
| Masse type d'une étoile à neutrons | environ 1,4 fois celle du Soleil |
| Rayon d'une étoile à neutrons | environ 12 km (estimé entre 10 et 13 km) |
| Une cuillère à café | 5 centimètres cubes |
| Masse M (kg) | 2,0 × 10³⁰ × 1,4 = 2,8 × 10³⁰ |
| 4/3 × pi | (4 ÷ 3) × 3,14 ≈ 4,19 |
| Rayon au cube (m³) | 12000³ = 1,728 × 10¹² |
| Volume V (m³) | 4,19 × (1,728 × 10¹²) ≈ 7,24 × 10¹² |
| Densité ρ (kg/m³) | (2,8 × 10³⁰) ÷ (7,24 × 10¹²) ≈ 3,9 × 10¹⁷ |
| Par centimètre cube (kg) : 1 m³ = 1 million de cm³ | (3,9 × 10¹⁷) ÷ 1 000 000 = 3,9 × 10¹¹ |
| Une cuillère à café (kg) | (3,9 × 10¹¹) × 5 ≈ 1,95 × 10¹² |
1,95 × 10¹² kg, soit environ 2 milliards de tonnes. Même avec un rayon de 13 km, cela donne environ 1,5 milliard de tonnes : « plus d'un milliard de tonnes » reste vrai.
| Poids cumulé de l'humanité (kg) : 8 milliards × 60 kg | (8,0 × 10⁹) × 60 = 4,8 × 10¹¹ |
| Combien de fois l'humanité représente une cuillère à café ? | (1,95 × 10¹²) ÷ (4,8 × 10¹¹) ≈ 4,1 |
| Comparé à l'eau (0,001 kg par cm³), combien de fois plus ? | (3,9 × 10¹¹) ÷ 0,001 = 3,9 × 10¹⁴ |
| Volume de la Terre (6,0 × 10²⁴ kg) à cette même densité (m³) | (6,0 × 10²⁴) ÷ (3,9 × 10¹⁷) ≈ 1,54 × 10⁷ |
| Rayon de cette sphère | racine cubique du volume divisé par 4,19, soit environ 150 m |
Une densité environ 400 mille milliards de fois supérieure à celle de l'eau. La Terre tiendrait dans une sphère d'environ 300 mètres de diamètre.
LycéeLycée+Pourquoi les électrons ne peuvent-ils « pas s'approcher davantage » ?
LycéeLe noyau est composé de protons et de neutrons ; le rayon d'un atome est d'environ 10⁻¹⁰ m, celui de son noyau d'environ 10⁻¹⁵ m. Un facteur 100 000 en longueur donne, en volume, un facteur 100 000 au cube, soit mille mille milliards de fois. Si la densité atteint des centaines de milliers de milliards de fois celle de l'eau, c'est cette différence de volume qui joue directement.
Lycée+La force de répulsion des électrons ne vient pas seulement de la répulsion électrique. Les électrons obéissent à une règle qui interdit à deux d'entre eux d'occuper le même état (le principe d'exclusion de Pauli). Plus on les confine dans un espace étroit, plus ils sont contraints d'occuper des états de haute énergie, ce qui se traduit par une pression qui repousse vers l'extérieur. On appelle cela la pression de dégénérescence des électrons. Elle agit indépendamment de la température, donc ne disparaît pas même quand l'étoile se refroidit.
UniversitéLa limite de Chandrasekhar et la structure d'une étoile à neutrons
La masse que peut soutenir la pression de dégénérescence des électrons a une limite, estimée à environ 1,4 fois celle du Soleil. C'est la limite de Chandrasekhar. Un noyau de fer qui dépasse cette limite s'effondre gravitationnellement, et se neutronise par capture électronique (proton + électron → neutron + neutrino). Une étoile à neutrons est soutenue par la pression de dégénérescence des neutrons et la répulsion de la force nucléaire. Sa structure interne se calcule en combinant l'équation d'équilibre stellaire de la relativité générale (l'équation de Tolman-Oppenheimer-Volkoff) avec l'équation d'état de la matière nucléaire. La gravité en surface dépasserait cent milliards de fois celle de la Terre.
📖 Dérivation des formules et pour aller plus loin : Étoile à neutrons (Wikipédia japonais) ／ Limite de Chandrasekhar (Wikipédia japonais)
RechercheCe qui n'est pas encore élucidé
- De quoi est fait le cœur ? Près du centre, il est possible que même les neutrons ne conservent pas leur forme, et que la matière se dissocie en particules encore plus petites (les quarks) — cette hypothèse est débattue.
- Jusqu'à quelle masse peuvent-elles aller ? Des étoiles à neutrons d'environ deux fois la masse solaire ont été découvertes, et la limite supérieure serait comprise entre 2 et 3 fois. Au-delà, on pense qu'elles deviennent des trous noirs, mais la valeur exacte de cette frontière reste indéterminée.
- Mesurer précisément le rayon. Connaître la combinaison masse-rayon permet de cerner les propriétés de la matière interne. Des tentatives se poursuivent pour mesurer ce rayon, via l'observation des rayons X émis en surface ou via les ondes gravitationnelles issues des fusions.
Autrement dit, le contenu de cet article reste « une explication fondée sur ce que l'on sait actuellement ». Si la valeur du rayon change, le poids d'une cuillère à café pourrait varier de plusieurs dizaines de pourcents.
Liens avec les manuels scolaires (par niveau)
| Niveau | Matière / unité | Passage de l'article |
|---|---|---|
| Collège | Sciences « états de la matière (densité) », « structure de l'atome » | Formule de la densité, noyau et électrons |
| Lycée | Physique « atomes et noyaux », Sciences de la Terre « évolution stellaire » | Taille du noyau, explosion en supernova |
| Lycée+ | Physique avancée (principe d'exclusion de Pauli) | Pression de dégénérescence des électrons |
| Université | Mécanique statistique quantique, astrophysique | Limite de Chandrasekhar, structure d'une étoile à neutrons |
| Recherche | Physique nucléaire, astronomie gravitationnelle | Matière du cœur, masse maximale |
| ― | Lien avec la vie quotidienne | Pourquoi on peut se tenir debout sans traverser le sol, origine de l'or des bagues |
- Lattimer, J. M. & Prakash, M. (2004) The Physics of Neutron Stars. Science 304, 536–542.
- Hewish, A., Bell, S. J., et al. (1968) Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source. Nature 217, 709–713.
- Koyama Katsuji & Minezhige Shin (dir.), « Trous noirs et phénomènes à haute énergie » (Série Astronomie moderne, vol. 8), Nippon Hyoron Sha (小山勝二・嶺重慎 編『ブラックホールと高エネルギー現象』（シリーズ現代の天文学 第8巻）日本評論社)
- Observatoire astronomique national du Japon (dir.), « Almanach des sciences » (Rika Nenpyō), Maruzen (国立天文台 編『理科年表』丸善出版) (constantes telles que la masse du Soleil)
※Cet article est une vulgarisation scientifique destinée au grand public. Les valeurs numériques indiquées sont des ordres de grandeur destinés à faciliter la compréhension. Le rayon et les propriétés internes des étoiles à neutrons comportent des incertitudes observationnelles et théoriques, et ces valeurs pourraient évoluer avec les progrès de la recherche.