Étoile à neutrons

Une étoile à neutrons est le résultat de l'effondrement d'une étoile massive sous l'effet de sa propre gravité, lorsqu'elle a épuisé tout son combustible nucléaire. Selon la masse du noyau qui s'effondre, il se forme, par ordre croissant de masse, soit une naine blanche, soit une étoile à neutrons, soit un trou noir. La libération d'énergie qui en résulte produit une supernova de type II, Ib ou Ic.

Selon les circonstances, une étoile à neutrons peut se manifester sous divers aspects. Si elle tourne rapidement sur elle-même et qu'elle développe 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 un pulsar ou un magnétar, dépendant de la vitesse de rotation et de l'intensité du champ magnétique. Si elle fait partie d'un système binaire, elle pourra alors apparaître comme un pulsar X ou une source à sursauts γ, si de la matière gazeuse issue de son compagnon tombe régulièrement à sa surface. Dans les autres cas, une étoile à neutrons est quasiment invisible à cause de sa très faible taille, qui n'est que de quelques dizaines de kilomètres de diamètre maximum, en raison de sa densité extrêmement importante.

Historique

Dans les années 1920, Arthur Eddington, travaillant sur la structure et l'évolution stellaire, ne parvenait pas à résoudre le problème de la fin de vie des étoiles, lorsque celles-ci ont épuisé leur combustible nucléaire. En 1930, lors de son long voyage en paquebot l'amenant d'Inde à l'université de Cambridge, Chandrasekhar, qui n'avait alors que 20 ans, reprit ce problème en supposant que :

• le gaz d'électrons au cœur de ces étoiles était un gaz parfait ;
• les électrons étaient relativistes, ce que Eddington n'avait pas considéré.

Il trouva alors que la masse maximum M d'une naine blanche valait :

$\backslash textstyle\{M\_\{limite\}\; =\; \backslash frac\{5,76\}\{\backslash mu\_e^2\}\; M\_S\}$ avec µ = masse moléculaire moyenne par électron de l'étoile, et M étant la masse du Soleil.

Ce résultat fit grand bruit, non seulement parce que c'était un jeune étudiant de 20 ans qui avait résolu un problème sur lequel avait buté Eddington, le grand astrophysicien de l'époque, mais aussi parce qu'une masse limite était fixée pour ces étoiles, et que cette masse limite ne dépendait que d'une combinaison de constantes fondamentales (5,76) et de μ, correspondant à la composition chimique et au taux d'ionisation de l'étoile. Cette limite est maintenant appelée limite de Chandrasekhar, ou M.

Les équations montraient également que le rayon d'une naine blanche diminue lorsque sa masse augmente, l'équation liant ces deux paramètres étant de la forme : $\backslash textstyle\{R\; =\; \backslash sqrt[3]\; \{\backslash frac\{K\}\{M\}\}\}$, K étant une constante. Ce résultat paradoxal s'explique par le fait que l'accroissement du rayon dû à l'augmentation de matière est négligeable devant la réduction du rayon due à la compression supplémentaire provoquée par l'augmentation de la gravité. En conséquence, la densité d'une naine blanche augmente considérablement quand sa masse augmente, puisque sa taille se réduit en même temps. Les équations prévoyaient que lorsque la masse d'une naine blanche tend vers M, sa densité tend vers l'infini et son rayon vers zéroCe qui serait vrai si la tenue d'une naine blanche ne dépendait que de la pression d'un gaz parfait d'électrons dégénérés. Pour éviter cette singularité, il fut admis un temps que, lors de la fin de vie d'une étoile massive, l'expulsion de matière était toujours telle qu'au moment de l'effondrement la masse du noyau était toujours inférieure à M. Il faut signaler qu'à cette époque le neutron n'était pas encore découvert.

Ce furent Zwicky et Baadess, qui, les premiers en 1934, envisagèrent l'effondrement d'un cœur d'étoile d'une masse supérieure à Mle neutron venait d'être découvert 2 ans auparavant. La dégénérescence des électrons ne parvenant plus à arrêter la contraction du cœur, ils s'unissent alors aux proton, qui se transforment en neutrons. Lorsque ces neutrons sont complètement dégénérés, c'est-à-dire, lorsqu'ils occupent toutes les cellules élémentaires permises, ne pouvant enfreindre le principe d'exclusion de Pauli, ils exercent alors une pression d'origine non-thermique, capable d'interrompre l'effondrement gravitationnel, ce phénomène apparaissant pour des masses volumiques de l'ordre de 10 kg/m. Ce scénario est d'autant plus remarquable, qu'il fut décrit et mis en équation, bien avant qu'une étoile à neutrons ne fût observée, puisque le premier pulsar découvert (CP 1919) ne le fut qu'en 1967.

Masse limite

M définit la frontière entre les naines blanches et les étoiles à neutrons. Son équation étant : $\backslash textstyle\{M\_\{Ch\}\; =\; \backslash frac\{5,76\}\{\backslash mu\_e^2\}\; M\_S\}$, pour en obtenir une valeur numérique, il suffit de connaître μ, qui est la masse moléculaire moyenne par électron de l'étoile. Mais en pratique, ce paramètre est difficile à apprécier, car il dépend principalement de la composition chimique de l'étoileet du degré d'ionisation, qui peut être considérée ici comme totale. Or, à ce stade, l'étoile est passée par les phases de combustion de l'hydrogène, de l'hélium, du carbone, du néon, etc. jusqu'au fer, et sa composition chimique est complexe, les noyaux de masses atomiques comprises entre 50 et 60, et parmi eux principalement le fer, étant sans doute majoritairement représentés. De plus ce paramètre n'est sans doute pas le même en tout point de l'étoile.

Ainsi, à titre d'exemple, pour le Soleilhttp://www.jb.man.ac.uk/~smao/starHtml/Solution3.pdf et http://iapetus.phy.umist.ac.uk/Teaching/StellarEvolution/problems2.sol.html :

• μ = 1,18 pour l'ensemble de l'astre
• μ = 1,54 au centre de l'astrehttp://iapetus.phy.umist.ac.uk/Teaching/StellarEvolution/problems2.sol.html et http://www.jb.man.ac.uk/~smao/starHtml/Solution3.pdf

  

En prenant μ = 2, on obtient : M = 1,44 M. Cette valeur, calculée grâce à quelques approximations effectuées dans un contexte purement théorique (le gaz d'électrons est un gaz parfait, et μ = 2), s'est révélée par la suite remarquablement conforme aux résultats ultérieurs fournis par les observations. En effet, les masses des étoiles à neutrons qui ont pu être mesurées sont très proches de 1,4 M. Toutes ces étoiles appartiennent à un système double (c'est la condition pour qu'on puisse en mesurer la masse), même si, dans le tableau ci-dessous, la masse de leurs compagnons n'a pas toujours été indiquée. Certains de ces compagnons sont vraisemblablement eux-mêmes des étoiles à neutrons.

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Masses de quelques étoiles à neutrons (en masse solaire M) classées par ordre croissant
Nom de l'étoile	Masse	Type	Compagnon	Commentaires
Her X-1	0,98 M	Pulsar X	1,99 M	Découvert en 1971, période de
SMC X-1	1,06 M	Pulsar X	16,80 M
Cen X-3	1,06 M	Pulsar X	19,80 M	Découvert en 1971, période de
PSR B1802-07	1,26 M	Pulsar Radio	1,99 M
PSR B2303+46	1,32 M	Pulsar Radio	1,36 M
PSR B1534+12	1,33 M	Pulsar Radio	1,33 M
PSR J1713+07	1,33 M	Pulsar Radio
PSR B2127+11C	1,35 M	Pulsar Radio	1,37 M
LMC X-4	1,38 M	Pulsar X	14,70 M
PSR B1855+09	1,41 M	Pulsar Radio
PSR B1913+16	1,44 M	Pulsar Radio	1,39 M	Pulsar double, mais vu de la Terre, le compagnon est muet
PSR J1045-4509	1,50 M	Pulsar Radio
PSR J0437-4715	1,51 M	Pulsar Radio
PSR J2019+2425	1,51 M	Pulsar Radio
PSR B1518+49	1,56 M	Pulsar Radio	1,05 M
PSR J0045-7319	1,56 M	Pulsar Radio
PSR J1012+5307	1,69 M	Pulsar Radio
PSR J1804-271B	1,74 M	Pulsar Radio
Vela X-1	1,77 M	Pulsar X	23,00 M
4UI538-52	1,80 M	Pulsar X	16,90 M

Sources : Université de Heidelberg ( http://www.lsw.uni-heidelberg.de/users/mcamenzi/NS_Mass.html ) et Philip Charles et Frederick Seward, in Exploring the X-Ray Universe pages 164 et 165.

La valeur moyenne de ces masses est de 1,43 M, et leur écart type de 0,23 M.

Malgré ces résultats proches de la théorie, on pourrait s'étonner de trouver des étoiles à neutrons de masse inférieure à M, car la théorie annonce qu'au moment de l'effondrement, il faut que la masse du noyau soit supérieure à cette valeur pour aboutir à une étoile à neutrons. Un noyau moins lourd devrait finir en naine blanche. En fait, en 1939, Robert Oppenheimer et son collège canadien George Volkoff de l'Université de Berkeley avaient été les premiers à calculer les configurations d'équilibre des étoiles à neutrons, à partir d'une équation d'état prenant en compte un gaz relativiste dégénéré. Ils trouvèrent qu'une étoile à neutrons est stable, c'est-à-dire qu'elle conserve son état d'étoile à neutrons, pour des masses comprises entre 0,1 M et 2 à 3 MJean-Louis et Monique Tassoul in A concise history of Solar and Stellar Physics . Cette limite supérieure est d'ailleurs appelée Masse de Oppenheimer-Volkoff ou MGeorges Meynet et André Maeder, Bases physiques de l'astrophysique page 164. Au delà de cette limite, un corps froid ne peut conserver sa stabilité et s'effondrerait en un trou noir.

Ce résultat ne remet pas en cause la limite de Chandrasekhar (lors d'un effondrement gravitationnel il faut que la masse soit supérieure à M pour former une étoile à neutrons), mais il permet de prévoir deux situations.

• si une étoile à neutrons « normale » (de masse > M) perdait de la matière pour une raison quelconque, elle conserverait sa nature d'étoile à neutrons jusqu'à 0,1 M. Normalement aucun phénomène ne permettrait cette perte massive, mais c'est une sorte d'expérience par la pensée.
• si, dans un processus explosif, une masse de matière supérieure à 0,1 M se trouvait comprimée par l'explosion jusqu'à l'état d'étoile à neutrons, une fois l'onde de choc passée, cette matière continuerait d'exister sous cette forme. C'est un scénario tout à fait plausible à partir de l'explosion des supernovas, dans lequel le cœur comprimé peut fort bien avoir une masse inférieure à celle de Chandrasekhar.

Toutefois, ce résultat reste pour l'instant du domaine purement théorique et spéculatif, les observations n'ayant jamais révélé jusqu'à ce jour l'existence d'étoile à neutrons « naine » ; ce serait en toute rigueur des étoiles à neutrons de faible masse, mais plus grandes de par la relation inverse taille/masse (voir ci-dessous), jusqu'aux environs de 1000 km pour 0,1 M. Les valeurs mesurées légèrement inférieures à M, figurant dans le tableau, pourraient être expliquées par les approximations de la théorie et les incertitudes de mesure des observations (voir http://www.lsw.uni-heidelberg.de/users/mcamenzi/NS_Mass.html pour les plages d'incertitude).

Taille

Tout comme les naines blanches, les étoiles à neutrons ont un rayon qui varie de façon inversement proportionnelle à leur masse. Si l'on suppose que la force gravitationnelle est compensée par un gaz parfait de neutrons dégénérés, le rayon R d'une étoile à neutrons est donné par la formule : $\backslash textstyle\{R\backslash \; (en\backslash \; km)\; =\; 16\; \backslash sqrt[3]\; \backslash frac\{M\_S\}\{M\}\}$A. C. Phillips in The Physics of Stars page 184. La valeur numérique 16 n'est issue ici que d'une combinaison de constantes physiques fondamentales, sans avoir à apprécier, comme pour les naines blanches, le paramètre μ, puisqu'il est remplacé dans ce cas par Y, poids moléculaire moyen par neutron de l'étoile, qui vaut 1 par définition. Il faut souligner néanmoins que ce résultat est à ce jour très approximatif, car il repose sur des suppositions discutables : interactions entre neutrons et effets relativistes ignorés, méconnaissance du comportement de la matière pour des masses volumiques supérieures à 10kg/m.

Malgré tout, pour donner un ordre d'idée de la valeur du rayon de ces étoiles et de la façon dont elle varie, le tableau ci-dessous indique la valeur des rayons pour quelques valeurs de masse d'une étoile à neutrons, sans préjuger si ces masses sont compatibles ou pas avec ces corps.

Rayon = fonction (Masse)

Masse en M	Rayon en km
0,5 M	20 km
1 M	16 km
1,4 M	14,3 km
2 M	12,7 km
3 M	11 km
5 M	9,4 km

Une étoile à neutrons est environ 2000 fois plus petite qu'une naine blanche. On retrouve toutefois le comportement paradoxal de ces dernières : le rayon de l'étoile diminue quand sa masse augmente. Cela s'explique par le fait que la tendance à l'accroissement du rayon dû à l'ajout de matière est moindre que la réduction du rayon due à la compression supplémentaire subie par l'étoile, suite à l'augmentation de la gravité provoquée par cet ajout de matière.

Limite avec les trous noirs

À cause de sa petite taille et de sa densité élevée, une étoile à neutrons de taille « classique » possède à sa surface un champ de gravité environ 2 (200 milliards) de fois plus important que celui régnant sur la Terre, et sa vitesse de libération est de l'ordre de la moitié de la vitesse de la lumière. Il est facile d'imaginer que si on lui rajoute de la matière, son champ de gravité augmentera rapidement à cause de l'augmentation de la masse et de la réduction du rayon. Lorsque sa vitesse de libération atteindra celle de la lumière, l'étoile à neutrons sera devenue un trou noir.

Cette masse maximum d'une étoile à neutrons, à la frontière avec les trous noirs, est difficile à calculer et même à apprécier, en raison, en particulier, de notre méconnaissance de la compressibilité de la matière à ces très hautes densités. On estime que cette valeur se situe probablement aux environs de 3 M, et qu'elle est presque certainement inférieure à 5 M, montrant ainsi notre grande incertitude dans ces domaines extrêmes.

Composition

La matière à la surface d'une étoile à neutrons est composée de noyaux atomiquesisis ionés et d'électrons. En se rapprochant du centre, ces noyaux sont de plus en plus riches en neutrons, de tels noyaux se désintégreraient rapidement sur Terre, mais sont stabilisés par la pression gigantesque qui y règne. Encore plus profondément, on arrive à un point où la pression n'arrive plus à stabiliser les noyaux ce qui permet aux neutrons de se dissocier des noyaux atomiques. Dans cette région la matière est composée d'électrons, de noyaux atomiques (déliquescents) et de neutrons libres.

La nature exacte de la matière superdense existant dans le noyau d'une étoile à neutrons n'est pas encore bien connue. Vraisemblablement, elle se compose de trois couches, nommées par analogie avec la Terre :

• une croûte extérieure solide, épaisse d'environ 1 km,
• un manteau qui pourrait contenir un mélange superfluides de neutrons, d'électrons et d'un peu de proton, parfois appelé neutronium dans la littérature populaire,
• un noyau d'environ 1 km de rayon, peut-être composé d'hypéronss ; d'autres particules, telles que des pion ou des kaons, pourraient aussi être présentes, mais actuellement, ceci n'a pu être ni confirmé ni infirmé par des observations.

Vitesse de rotation

Une autre caractéristique des étoiles à neutrons est leur rotation extrêmement rapide. Leur période de rotation varie généralement entre 30 secondes et un centième de seconde. Ceci s'explique par la conservation du moment angulaire : au fur et à mesure que l'étoile se contracte, sa vitesse de rotation augmente.

Par exemple, si le Soleil (rayon = 7 km, période de rotation environ un mois) se transformait en étoile à neutrons en conservant sa masse, son rayon vaudrait alors 16 km, et il tournerait sur lui-même 1000 fois par seconde.

Une étoile à neutrons nouvellement formée tourne rapidement ; avec le temps cette vitesse diminue car son champ magnétique dissipe de l'énergie. Une vieille étoile peut prendre plusieurs secondes, voire quelques minutes pour effectuer un tour complet sur elle-même. Le taux de décroissance de la vitesse de rotation d'une étoile à neutrons est normalement constant et très faible : les taux observés sont de 10 à 10 seconde par seconde.

La vitesse de rotation d'une étoile à neutrons peut subir parfois de brusques augmentations. Cette augmentation est l'effet de la réorganisation interne de la matière composant l'étoile, un peu comme l'équivalent d'un tremblement de terre. Un tel tremblement d'étoile correspondrait à une magnitude de 20 à 25.

Formation

Une étoile, au cours de la plus longue partie de sa vie, utilise l'hydrogène comme combustible nucléaire. Quand celui-ci est épuisé, et si l'étoile est suffisamment massive, l'étoile se contracte, sa température centrale s'élève, permettant l'utilisation de l'hélium comme nouveau combustible. Puis quand l'hélium est épuisé, le carbone prend le relais, et ainsi de suite : les résidus d'une phase servant de combustible pour la phase suivante, et les phases se succédant à un rythme de plus en plus rapide, ainsi que le montre le tableau suivant :

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Évolution au cours du temps d'une étoile massive de 25 M
Combustible	Résidus	Durée	Température	Masse volumique en kg/m
Hydrogène	Hélium	7  années	60  K	50
Hélium	Carbone ; Oxygène		230 K	700
Carbone	Oxygène ; Néon ; Sodium ; Magnésium	600 ans	930 K	200
Néon	Oxygène ; Magnésium	1 an	1,7 K	4
Oxygène	du Magnésium au Soufre	6 mois	2,3 K	10
Silicium	Fer et éléments proches	1 jour	4,1 K	3

Source : A. C. Phillips, in The Physics of Stars pages 26 et 131.

Après la dernière période, la production d'énergie n'est plus possible, puisque la synthèse de noyaux atomiques situés au delà du fer réclame de l'énergie. Pourtant la température est alors suffisante pour démarrer la désintégration du fer et des éléments proches par les réactions :

$\backslash textstyle\{\backslash gamma\; +\; Ni^\{56\}\; \backslash rightarrow\; 14\backslash \; He^4\}$

$\backslash textstyle\{\backslash gamma\; +\; Fe^\{54\}\; \backslash rightarrow\; 13\backslash \; He^4\; +\; 2n\}$

$\backslash textstyle\{\backslash gamma\; +\; Fe^\{56\}\; \backslash rightarrow\; 13\backslash \; He^4\; +\; 4n\}$

etc.

Ces processus, qui réclament de l'énergie, rompent les équilibres thermique et hydrostatique du cœur de l'étoile. Le rayonnement n'est alors plus suffisant pour s'opposer à la gravitation, et le centre de l'étoile s'effondre littéralement sous son propre poids. L'instabilité se propageant à toute l'étoile, l'implosion du centre s'accompagne d'une explosion des couches externes, provoquant une énorme perte de masse de l'étoile, et donnant lieu à une supernova.

L'évolution de l'étoile dépend alors de la masse restante du noyau qui a implosé.

• Si cette masse est inférieure à M, appelée aussi limite de Chandrasekhar et qui vaut environ 1,4 fois la masse solaire, le reste de l'étoile finit en naine blanche.
• Si cette masse est supérieure à approximativement 3 masses solaires, le reste de l'étoile finit en trou noir
• Si, enfin, cette masse est comprise entre les deux seuils précédents, le reste de l'étoile finit en étoile à neutrons.

Dans ce dernier cas, la pression du gaz d'électrons dégénérés du cœur n'est pas suffisante pour arrêter l'effondrement gravitationnel. La densité devient telle que les électrons sont massivement absorbés par les protons, et l'augmentation du nombre de neutrons dans les noyaux fait diminuer leur énergie de liaison. Les neutrons finissent par s'en échapper, et forment une « soupe ». La pression du gaz de neutrons dégénérés parvient alors à arrêter l'effondrement. L'ensemble se stabilise sous un volume extrêmement petit, puisque le reste de l'étoile tient dans une sphère de quelques dizaines de kilomètres de diamètre, 2000 fois plus petite qu'une naine blanche.

La libération d'énergie pendant les quelques secondes que dure l'effondrement est gigantesque, de l'ordre de mille fois l'énergie libérée par le Soleil pendant toute sa vieClark Chapman et David Morrison in Cosmic Catastrophes Plenum Press New York, page 268. La majeure partie ( >95% ) de cette énergie est libérée sous forme de neutrinos selon le processus URCANommé d'après le casino d'Urca, à Rio de Janeiro, où l'argent disparaît aussi vite que l'énergie dans les étoiles à neutrons naissantes décrit par Mário Schenberg :

$\backslash textstyle\{(Z,\; A)\; +\; e^\{-\}\; \backslash rightarrow\; (Z-1,\; A)\; +\; \backslash nu\_e\; \backslash ,\}$

$\backslash textstyle\{(Z-1,\; A)\; \backslash rightarrow\; (Z,\; A)\; +\; e^\{-\}\; +\; \backslash overline\; \{\backslash nu\_e\}\; \backslash ,\}$

La puissance de cette réaction est en T, l'émission de neutrinos et le refroidissement résultant de l'étoile sont donc très rapides.

Observations

Les différents types d'étoiles à neutrons

Les étoiles à neutrons pouvant être observées sont :

• les sursauts rayons-X et sursauts gamma
• les pulsars
• les magnétars

Les pulsars

Une étoile à neutrons peut paraître pulser à cause des électrons accélérés aux environs des pôles magnétiques, lesquels ne sont pas alignés avec l'axe de rotation de l'étoile. Ces électrons s'éloignant de l'étoile, mais subissant toujours son puissant champ magnétique, doivent tourner avec celle-ci.

Toutefois, il existe une distance au-delà de laquelle ces électrons devraient se déplacer à une vitesse plus élevée que la vitesse de la lumière afin de continuer à tourner. À cette distance les électrons ne peuvent plus continuer à suivre l'étoile et libèrent alors leur énergie cinétique sous forme de rayons X ou de rayons gamma. Un observateur peut voir ce rayonnement à chaque fois que le pôle magnétique de l'étoile est orienté vers lui. Si cet alignement est possible, il se reproduit avec la même période que la période de rotation de l'étoile.

Les étoiles à neutrons qui produisent de tels éclats périodiques sont appelées des pulsars. Quand le premier pulsar a été découvert en 1967 par Jocelyn Bell et Antony Hewish, certains ont cru y voir les signes de l'existence d'une intelligence extraterrestre. En effet, ces signaux très réguliers pouvaient être interprétés comme ceux provenant d'une sorte de balise, mais la découverte de nombreuses autres sources radio pulsantes élimina rapidement cette hypothèse. Aujourd'hui, plusieurs centaines de pulsars sont répertoriés.

Les magnétars

Il existe une autre classe d'étoiles à neutrons, connue sous le nom de magnétar. Un magnétar possède un champ magnétique de plus de 10¹⁴ G : c'est assez pour effacer votre carte de crédit depuis une distance plus élevée que celle du Soleil ou pour être mortel depuis la Lune. En comparaison, le champ magnétique terrestre n'est que de 0,5 G (50 microteslas), tandis que des magnétars peuvent atteindre 10 gigateslas. Le phénomène à l'origine des magnétars implique l'enroulement de plus en plus dense des lignes de champ autour de l'étoile jusqu'à l'apparition d'un champ magnétique.

Notes et références

Voir aussi

Articles connexes

• Tremblement d'étoile
• Vela X-1
• Robert Forward

Liens externes

• Astrofiles : Les étoiles à neutrons

Bibliographie

• H. Karttunen et alia éditeurs, Fundamental Astronomy, édition, Springer, 1996, ISBN 3-540-60936-9
• William J. Kaufmann III, Universe, édition W. H. Freeman and company, 1991, ISBN 0-7167-2094-9
• Jean Audouze et Guy Israël, Le Grand Atlas de l'astronomie, édition Encyclopædia Universalis, article Étoiles à neutrons et pulsars par Jean-Pierre Luminet
• G. Srinivasan and James Binney, From White Dwarfs to Black Holes, the legacy of S. Chandrasekhar, éditeur University of Chicago Press
• A. C. Phillips (Dept of Physics and Astronomy, The University of Manchester), The Physics of Stars, éditeur John Wiley and Sons, 1994, ISBN 0-471-94057-7
• Philip A. Charles and Frederick D. Seward, Exploring the X-Ray Universe, éditeur Cambridge University Press, 1995, ISBN 0-521-26182-1
• Jean-Louis et Monique Tassoul, A concise history of Solar and Stellar Physics, éditeur Princeton University Press, 2004, ISBN 0-691-11711-X
• Wallace Tucker et Riccardo Giacconi, The X-Ray Universe, éditeur Harvard University Press, 1985, ISBN 0-674-96285-0