« Proto-étoile à neutrons » : différence entre les versions
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→Références : 1996 -- qui dit mieux ? ^^ |
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== Références == |
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* {{lien web|titre=L'évolution temporelle des proto-étoiles à neutrons|date=1 février 2004|éditeur=[[Observatoire de Paris]]|url=http://www.obspm.fr/l-evolution-temporelle-des.html}} |
* {{lien web|titre=L'évolution temporelle des proto-étoiles à neutrons|date=1 février 2004|éditeur=[[Observatoire de Paris]]|url=http://www.obspm.fr/l-evolution-temporelle-des.html}} |
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* [https://inis.iaea.org/collection/NCLCollectionStore/_Public/28/026/28026739.pdf Janka 1996] |
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* [https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0370157396000233 Prakash {{et al.}} 1997] |
* [https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0370157396000233 Prakash {{et al.}} 1997] |
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* [https://iopscience.iop.org/article/10.1086/306889 Pons {{et al.}} 1999] |
* [https://iopscience.iop.org/article/10.1086/306889 Pons {{et al.}} 1999] |
Version du 14 mai 2024 à 10:31
Une protoétoile à neutrons (en anglais proto-neutron star) est un objet astrophysique compact résultant de l'effondrement réussi d'une supernova gravitationnelle. Ce stade de l'évolution d'une étoile massive est très bref : il dure en effet moins d'une minute, après quoi l'objet devient une étoile à neutrons ou un trou noir.
Description
Les protoétoiles à neutrons sont des objets astrophysiques compacts, chauds et riches en neutrinos. Ces objets apparaissent dans l'effondrement réussi d'une supernova gravitationnelle.
Formation
Une fois que l'explosion de la supernova a eu lieu, la matière externe de l'étoile est « soufflée » et il ne reste alors qu'un objet central très dense : la protoétoile à neutrons. Cette étape de l'évolution des étoiles massives dure moins d'une minute avant que ne se forme une étoile à neutrons ou un trou noir. Pendant ce court laps de temps, la protoétoile à neutrons se contracte, se refroidit et perd son contenu en neutrinos.
Références
- « L'évolution temporelle des proto-étoiles à neutrons », Observatoire de Paris,
- Janka 1996
- Prakash et al. 1997
- Pons et al. 1999
- Gondek-Rosińska et al. 2000
- Suzuki et al. 2003
- Bednarek et al. 2004
- Bonanno et al. 2005
- Allot et Menezes 2010
- Fischer et al. 2010
- Roberts et al. 2012
- Martinon et al. 2014
- Camelio 2018
- Préau et al. 2021
- Mu et al. 2022
- Pascal et al. 2022