Quels processus une étoile subit-elle pour devenir un pulsar? Faut-il une étoile très spécifique avec un certain ensemble de qualités telles que "Juste la bonne masse, le bon diamètre et la bonne composition", ou est-ce un accident bizarre que certaines étoiles vivent leur vie restante comme un pulsar?
Elle est généralement dictée par la taille de l'étoile. Rappelez-vous ce qu'est un pulsar, c'est une étoile à neutrons à rotation très rapide et hautement magnétisée.
Les étoiles à neutrons sont une catégorie d'objets qui ont des masses comprises entre 1,4 et 3,2 masses solaires. C'est le stade final des étoiles qui ne sont pas assez massives pour former des trous noirs (elles sont maintenues par la pression de dégénérescence des neutrons), mais sont suffisamment massives pour surmonter la pression de dégénérescence des électrons (ce qui empêche les nains blancs de s'effondrer encore plus par gravité).
On pense que le point final dans la vie des étoiles massives entre environ 10 et 25 masses solaires est une supernova d'effondrement du noyau qui produit un résidu condensé appelé étoile à neutrons.
La limite de masse inférieure pour les progéniteurs des étoiles à neutrons est raisonnablement bien connue et en raison des chemins évolutifs empruntés par les étoiles de masses différentes. En dessous de 10 masses solaires, il est probable que le noyau de l'étoile atteigne un état de dégénérescence électronique avant de pouvoir fusionner des éléments comme le magnésium et le silicium pour former du fer. Un noyau dégénéré d'électrons peut supporter l'étoile et le reste se refroidira pour toujours comme une naine blanche.
Au-dessus de 10 masses solaires, la fusion nucléaire se poursuivra jusqu'aux éléments du pic de fer, au-delà desquels les réactions de fusion seraient endothermiques. La dégénérescence des électrons est insuffisante pour soutenir le cœur de l'étoile et elle s'effondre. Si le noyau n'est pas trop massif, ou tant qu'il n'y a pas trop de matière qui tombe sur le noyau effondré par la suite, il est possible qu'une combinaison de pression de dégénérescence des neutrons et de la nature répulsive des forces nucléaires puissantes à courte portée puisse soutenir le reste comme une étoile à neutrons. La limite supérieure de la masse progénitrice est incertaine. Bien que la masse de l'ancêtre soit très importante, l'état de rotation et le champ magnétique de l'ancêtre sont également censés déterminer le résultat.
Une étoile à neutrons est une boule de 10 km de rayon composée principalement de neutrons, mais elle a une croûte de matières nucléaires exotiques et un intérieur fluide qui contient également des protons et des neutrons.
La conservation de la quantité de mouvement angulaire dicte que, quelle que soit la rotation du noyau de l'étoile massive avant qu'elle ne s'effondre, elle est agrandie pour une étoile à neutrons; ils doivent donc naître en tant qu'objets en rotation extrêmement rapide, le pulsar du crabe vieux de 1000 ans tourne 33 fois par seconde).
La conservation du flux magnétique amplifie également le champ magnétique environnant, et les protons supraconducteurs à rotation rapide le renforcent encore plus, de sorte que les étoiles à neutrons naissent avec des champs magnétiques de surface de 100 millions à 100 billions de Teslas.
La rotation rapide génère un énorme champ électrique à la surface de l'étoile à neutrons qui peut arracher les particules chargées et les projeter le long des lignes de champ magnétique. Ces particules perdent de l'énergie en rayonnant le synchrotron et le rayonnement de courbure qui est amplifié et rayonné vers l'avant.
Si les pôles magnétiques et de rotation sont désalignés, cela peut dans des orientations favorables conduire à un faisceau de rayonnement balayant la Terre comme celui d'un phare. Ceci est un pulsar.
Les pulsars ne sont pas éternels. L'énergie du rayonnement est finalement alimentée par le spin du pulsar. Le pulsar tourne vers le bas et, pour des raisons encore mal connues, le phénomène s'éteint lorsque la période d'essorage ralentit au-delà de quelques à 10 secondes.
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