1. Pression de dégénérescence des neutrons :Les étoiles à neutrons sont protégées contre l’effondrement gravitationnel par la pression de dégénérescence des neutrons. Cette pression découle du principe d’exclusion de Pauli, qui empêche les neutrons d’occuper le même état quantique. À mesure que la masse de l’étoile à neutrons augmente, la pression de dégénérescence des neutrons devient moins efficace pour résister à l’effondrement gravitationnel.
2. Effets de la relativité générale :À mesure que la masse d’une étoile à neutrons augmente, les effets de la relativité générale deviennent plus importants. Ces effets, tels que la dilatation gravitationnelle du temps et le glissement d'image, modifient la structure et la stabilité de l'étoile. À une masse suffisamment élevée, les effets de la relativisme général peuvent rendre l’étoile à neutrons instable et s’effondrer sous l’effet de la gravité.
3. Masse de Chandrasekhar :La masse de Chandrasekhar est la masse maximale qu'une naine blanche peut supporter contre l'effondrement gravitationnel dû à la pression de dégénérescence électronique. Lorsqu’une naine blanche dépasse cette masse, elle subit un effondrement gravitationnel et forme une étoile à neutrons. La masse de Chandrasekhar est environ 1,4 fois la masse de notre Soleil.
4. Masse maximale des étoiles à neutrons :Les calculs théoriques et les observations suggèrent qu'il existe une limite supérieure à la masse des étoiles à neutrons. Cette limite supérieure de masse est estimée à environ 2 à 3 fois la masse de notre Soleil. On pense que les étoiles à neutrons qui dépassent cette masse s’effondrent en trous noirs en raison des forces gravitationnelles écrasantes.
La valeur exacte de la limite supérieure de masse des étoiles à neutrons fait encore l’objet de recherches et de débats en astrophysique. Les observations d'étoiles à neutrons et les modèles théoriques aident à affiner notre compréhension de leur structure et de leur stabilité, en donnant un aperçu de la nature de ces objets fascinants et des limites imposées par les lois fondamentales de la physique.
