ne étoile ordinaire. En effet sa masse volumique y est extraordinairement élevée, de l'ordre de 1015 grammes (soit un milliard de tonnes) par centimètre cube, et sa masse restreinte à une fourchette très étroite autour de 1,4 fois la masse du Soleil, correspondant à ce que l'on appelle la masse de Chandrasekhar. Une masse aussi dense occupe un volume très restreint, d'un rayon d'environ 10 kilomètres à 20 kilomètres seulement. À leur na. Y coexistent également des portions plus modestes de protons et d'électrons supraconducteurs. La région la plus centrale d'une étoile à neutrons est mal connue du , ou de formes de matière plus exotiques.
Selon les circonstances, une étoile à neutrons peut se manifester sous divers aspects. Si elle tourne rapidement sur elle-même et qu'elle possède un puissant champ magnétique, elle projette alors le long de son axe magnétique un mince pinceau de radiations, et un observateur placé approximativement dans la direction de cet axe observera une émission pulsée par un effet de phare, appelée pour cette raison pulsar. Une étoile à neutrons située dans un système binaire peut arracher de la matière à son étoile compagnon et donner lieu à une émission pulsée ou continue dans le domaine des rayons X et gamma. Isolée et sans son émission pulsée, une étoile à neutrons est nettement plus difficile à détecter car seule l'émission thermique de sa surface est éventuellement décelable.Une étoile à neutrons est un astre principalement composé de neutrons maintenus ensemble par les forces de gravitation. De tels objets sont le résidu compact issu de l'effondrement gravitationnel du cœur d'une étoile massive quand celle-ci a épuisé son combustible nucléaire, d'où leur nom. Cet effondrement s'accompagne d'une explosion des couches externes de l'étoile, qui sont complètement disloquées et rendues au milieu interstellaire, phénomène appelé supernova. Le résidu compact n'a d'étoile que le nom : il n'est plus le siège de réactions nucléaires, et sa structure est radicalement différente de celle d'une étoile ordinaire. En effet sa masse volumique y est extraordinairement élevée, de l'ordre de 1015 grammes (soit un milliard de tonnes) par centimètre cube, et sa masse restreinte à une fourchette très étroite autour de 1,4 fois la masse du Soleil, correspondant à ce que l'on appelle la masse de Chandrasekhar. Une masse aussi dense occupe un volume très restreint, d'un rayon d'environ 10 kilomètres à 20 kilomètres seulement. À leur naissance, les étoiles à neutrons sont dotées d'une vitesse de rotation très élevée, de plusieurs dizaines de tours par seconde. Elles possèdent également un champ magnétique très intense, allant jusqu'à 1011 teslas. L'intérieur d'une étoile à neutrons est également très atypique, étant principalement composé de neutrons dans un état superfluide. Y coexistent également des portions plus modestes de protons et d'électrons supraconducteurs. La région la plus centrale d'une étoile à neutrons est mal connue du fait de sa densité trop élevée pour être déduite des connaissances actuelles. Elle peut être composée de neutrons, ou de formes de matière plus exotiques.
Selon les circonstances, une étoile à neutrons peut se manifester sous divers aspects. Si elle tourne rapidement sur elle-même et qu'elle possède un puissant champ magnétique, elle projette alors le long de son axe magnétique un mince pinceau de radiations, et un observateur placé approximativement dans la direction de ce un effet de phare, appelée pour cette raison pulsar. Une étoile à neutrons située dans un système binaire peut arracher de la matière à son étoile compagnon et donner lieu à une émission pulsée ou continue dans le domaine des rayons X et gamma. Isolée et sans son émission pulsée, une étoile à neutrons est nettement plus difficile à détecter car seule l'émission thermique de sa surface est éventuellement décelable.Une étoile à neutrons est un astre principalement composé de neutrons maintenus ensemble par les forces de gravitation. De tels objets sont le résidu compact issu de l'effondrement gravitationnel du cœur d'une étoile massive quand celle-ci a épuisé son combustible nucléaire, d'où leur nom. Cet effondrement s'accompagne d'une explosion des couches externes de l'étoile, qui sont complètement disloquées et rendues au milieu interstellaire, phénomène appelé supernova. Le résidu compact n'a d'étoile que le nom : il n'est plus le siège de réactions nucléaires, et sa structure est radicalement différente de celle d'une étoile ordinaire. En effet sa masse volumique y est extraordinairement élevée, de l'ordre de 1015 grammes (soit un milliard de tonnes) par centimètre cube, et sa masse restreinte à une fourchette très étroite autour de 1,4 fois la masse du Soleil, correspondant à ce que l'on appelle la masse de Chandrasekhar. Une masse aussi dense occupe un volume très restreint, d'un rayon d'environ 10 kilomètres à 20 kilomètres seulement. À leur naissance, les étoiles à neutrons sont dotées d'une vitesse de rotation très élevée, de plusieurs dizaines de tours par seconde. Elles possèdent également un champ magnétique très intense, allant jusqu'à 1011 teslas. L'intérieur d'une étoile à neutrons est également très atypique, étant principalement composé de neutrons dans un état superfluide. Y coexistent également des portions plus modestes de protons et d'électrons supraconducteurs. La région la plus centrale d'une étoile à neutrons est mal connue du fait de sa densité trop élevée pour être déduite des connaissances actuelles. Elle peut être composée de neutrons, ou de formes de matièreplus exotiques.
Selon les circonstances, une étoile à neutrons peut se manifester sous divers aspects. Si elle tourne rapidement sur elle-même et qu'elle possède un puissant champ magnétique, elle projette alors le long de son axe magnétique un mince pinceau de radiations, et un observateur placé approximativement dans la direction de cet axe observera une émission pulsée par un effet de phare, appelée pour cette raison pulsar. Une étoile à neutrons située dans un système binaire peut arracher de la matière à son étoile compagnon et donner lieu à une émission pulsée ou continue dans le domaine des rayons X et gamma. Isolée et sans son émission pulsée, une étoile à neutrons est nettement plus difficile à détecter car seule l'émission thermique de sa surface est éventuellement décelable.Une étoile à neutrons est un astre principalement composé de neutrons maintenus ensemble par leion. De tels objets sont le résidu compact issu de l'effondrement gravitationnel du cœur d'une étoile massive quand celle-ci a épuisé son combustible nucléaire, d'où leur nom. Cet effondrement s'accompagne d'une explosion des couches externes de l'étoile, qui sont complètement disloquées et rendues au milieu interstellaire, phénomène appelé supernova. Le résidu compact n'a d'étoile que le nom : il n'est plus le siège de réactions nucléaires, et sa structure est radicalement différente de celle d'une étoile ordinaire. En effet sa masse volumique y est extraordinairement élevée, de l'ordre de 1015 grammes (soit un milliard de tonnes) par centimètre cube, et sa masse restreinte à une fourchette très étroite autour de 1,4 fois la masse du Soleil, correspondant à ce que l'on appelle la masse de Chandrasekhar. Une masse aussi dense occupe un volume très restreint, d'un rayon d'environ 10 kilomètres à 20 kilomètres seulde. Y coexistent également des portions plus modestes de protons et d'électrons supraconducteurs. La région la plus centrale d'une étoile à neutrons est mal connue du fait de sa densité trop élevée pour être déduite des connaissances actuelles. Elle peut être composée de neutrons, ou de formes de matière plus exotiques.
Selon les circonstances, une étoile à neutrons peut se manifester sous divers aspects. Si elle tourne rapidement sur elle-même et qu'elle possède un puissant champ magnétique, elle projette alors le long de son axe magnétique un mince pinceau de radiations, et un observateur placé approximativement dans la direction de cet axe observera une émission pulsée par un effet de phare, appelée pour cette raison pulsar. Une étoile à neutrons située dans un système binaire peut arracher de la matière à son étoile compagnon et donner lieu à une émission pulsée ou continue dans le domaine des rayons X et gamma. Isolée et sans son émission pulsée, une étoile à neutrons est nettement plus difficile à détecter car seule l'émission thermique de sa surface est éventuellement décelable.Une étoile à neutrons est un astre principalement composé de neutrons maintenus ensemble par les forces de gravitatndrement gravitationnel du cœur d'une étoile massive quand celle-ci a épuisé son combustible nucléaire, d'où leur nom. Cet effondrement s'accompagne d'une explosion des couches externes de l'étoile, qui sont complètement disloquées et rendues au milieu interstellaire, phénomène appelé supernova. Le résidu compact n'a d'étoile que le nom : il n'est plus le siège de réactions nucléaires, et sa st extraort élevée, de l'ordre de 1015 grammes (soit un milliard de tonnes) par centimètre cube, et sa masse restreinte à une fourchette très étroite autour de 1,4 fois la masse du Soleil, correspondant à ce que l'on appelle la masse de Chandrasekhar. Une masse aussi dense occupe un volume très restreint, d'un rayon d'environ 10 kilomètres à 20 kilomètres seulement. À leur naissance, les étoiles à neutrons sont dotées d'une vitesse de rotation très élevée, de plusieurs dizaines de tours par seconde. Elles possèdent également un champ magnétique très intense, allant jusqu'à 1011 teslas. L'intérieur d'une étoile à neutrons est également très atypique, étant principalement composé de neutrons dans un état superfluide. Y coexistent également des portions plus modestes delectrons supraconducteurs. La région la plus centrale d'une étoile à neutrons est mal connue du fait de sa densité trop élevée pour être déduite des connaissances actuel
