SUPERDENSE MATTER IN STARS

Résumé
Quand les noyaux stellaires ont achevé leur évolution nucléaire, les étoiles prennent rapidement leur état final super-dense. Les densités centrales rencontrées dans de tels objets vont de 10⁵ g cm^-3 dans les naines blanches légères à 10¹⁵ g cm^-3 et même plus dans les étoiles à neutrons ou dans certaines étoiles en train de s'effondrer vers leur surface de Schwarzschild. Une matière aussi condensée se compose d'une mer d'électrons (relativistes) extrêmement dégénérés dans laquelle sont enfermés les noyaux habituels pour les naines blanches, et essentiellement des neutrons (ou des hypérons), avec une petite composante protonique, au centre des étoiles à neutrons. Le moment cinétique très élevé des électrons dégénérés réduit à tel point leur polarisabilité diélectrique que protons, neutrons et noyaux se meuvent sur un fond essentiellement uniforme. Un tel état de la matière a des propriétés qu'on sait calculer : quelques unes des naines blanches seront cristallines, et les plus lourdes (petites) ont des chaleurs spécifiques de Debye (T³) et en conséquence se refroidiront très rapidement, comme d'ailleurs certaines observations le suggèrent. Les régions extérieures d'une étoile à neutrons seront également cristallines puisque la température de fusion dépasse 3 x 10⁸ °K. Sous le manteau solide de la surface les neutrons et les protons forment des superfluides quantiques avec un saut d'énergie de type BCS d'environ 1 MeV. Ce saut est isotrope aux densités nucléaires mais probablement anisotrope pour des densités supérieures. Au centre, là où la densité peut dépasser celle des noyaux la pression n'est plus négligeable vis-à-vis de la densité d'énergie totale relativiste et la nature de cet état est très incertaine. Quelques aspects fondamentaux de ce régime seront présentés.

Abstract
After the nuclear evolution of stellar cores has ended stars rapidly approach their final superdense state. The regime of central densities encompassed in such objets extends from 10⁵ g cm^-3 in the lighter white dwarts, to 10¹⁵ g cm^-3 and more, in canonical neutron stars, or stars indefinitely collapsing toward their Schwarzschild surface. Such dense matter generally consists of a highly degenerate (relativistic) electron sea in which are imbedded conventional nuclei for white dwarfs, and mainly neutrons (or hyperons) with a small proton and electron component in the center of typical neutron stars. The very high momentum of the degenerate electrons so greatly reduces their dielectric polarizability that protons, neutrons and nuclei move in an essentially uniform background sea. Such matter has calculable properties for very dense stars : some white dwarts will be crystalline. The heavier (smaller) ones will have a T³ Debye heat capacity and will consequently cool rapidly as is suggested by observations. The outer regions of a neutron star will also be crystalline since the melting temperature exceeds 3 x 10⁸ °K. Below the solid mantle the neutrons and protons form quantum superfluids with a BCS type gap of order one MeV. The gap is isotropic balow nuclear densities and probably anisotropic above. In the center where fhe density can exceed that within a nucleus the pressure is no longer negligible next to the total relativistic energy density and the nature of such matter is very uncertain. Some fundamental aspects of this regime are discussed.