Malgré leur petit diamètre, d’environ 20 kilomètres, les étoiles à neutrons ont une masse près de 1,5 fois supérieure à celle du soleil. Elles sont donc extrêmement denses. L’équivalent en taille d’un morceau de sucre terrestre qui serait constitué d’une matière provenant d’étoile à neutrons pèserait environ cent millions de tonnes sur Terre.
Rappelons qu’au centre d’un atome terrestre se trouve un noyau fait de protons et de neutrons. Ce noyau est entouré d’électrons. Les protons et les neutrons sont constitués de particules élémentaires appelées quarks. Les particules élémentaires sont les plus petits constituants de la matière. Un quark est une particule élémentaire et un constituant de la matière observable. Les quarks s’associent entre eux pour former des hadrons, particules composites, dont les protons et les neutrons sont des exemples connus, parmi d’autres. En raison d’une propriété dite de confinement, les quarks ne peuvent être isolés, et n’ont pas pu être observés directement ; tout ce que l’on sait des quarks provient donc indirectement de l’observation des hadrons.
Les quarks s’attirent entre eux par une force fondamentale, l’interaction forte. Celle-ci est réalisée par un échange de particules électriquement neutres nommées gluons.
La densité des étoiles à neutrons est telle qu’elle provoque la combinaison des protons et des électrons composant la matière ordinaire en neutrons, d’où leur nom. La composition des centres ou noyaux de ces étoiles est inconnue, mais il pourrait être constitué d’un superfluide de neutrons ou d’un état de matière inconnu.
Les étoiles à neutrons exercent une attraction gravitationnelle extrêmement forte, bien supérieure à celle de la Terre. Cette force est particulièrement impressionnante si on la rapporte à la petite taille de ces étoiles. Lorsqu’elles se forment, les étoiles à neutrons tournent dans l’espace. Au fur et à mesure qu’elles se compriment et se rétrécissent, cette rotation s’accélère en raison de la conservation du moment cinétique.
Ces étoiles ralentissent progressivement au fil des temps, mais elles tournent encore assez rapidement pour émettre un rayonnement qui, depuis la Terre, semble clignoter, comme le faisceau d’un phare maritime. Cette apparente pulsation donne à certaines étoiles à neutrons le nom de pulsars.
Après avoir tourné pendant plusieurs millions d’années, les pulsars se vident de leur énergie et deviennent des étoiles à neutrons normales. Parmi les étoiles à neutrons connues, peu sont des pulsars. On n’a identifié dans l’univers visible qu’un millier de pulsars, mais il pourrait se trouver des centaines de millions d’anciennes étoiles à neutrons dans la seule Voie Lactée.
Les pressions qui existent au cœur des étoiles à neutrons peuvent être similaires à celles qui existaient au moment du Big Bang, mais ces états ne peuvent être simulés sur Terre.
Les étoiles à neutrons sont issus d’étoiles qui ont atteint quatre à huit fois la taille de notre soleil avant d’exploser en supernovae. Après une telle explosion, les couches extérieures de l’étoile sont projetées dans l’espace mais le noyau demeure, sans toutefois produire de fusion nucléaire. Sans la pression vers l’extérieur de la fusion pour contrebalancer l’attraction de la gravité vers l’intérieur, l’étoile se condense et s’effondre sur elle-même.
Le cœur des étoiles à neutrons demeure un mystère. Une nouvelle analyse par superordinateur suggère que ces étoiles mortes pourraient contenir un noyau rempli de quarks libres formant ainsi une matière exotique appelée « matière de quarks froids ».
Le processus de formation des étoiles à neutrons commence avec une étoile 10 à 20 fois plus massive que le Soleil provenant de fusions dans son noyau. Cette fusion produit une force qui équilibre la pression gravitationnelle vers l’intérieur de l’étoile, maintenant ainsi sa stabilité.
Une fois que l’étoile a épuisé son stock de combustible nucléaire, cette force de pression n’est plus suffisante pour compenser la gravité qui attire la matière vers le centre de l’étoile. Celle-ci entre alors dans une phase d’effondrement gravitationnel.
Dans le cas des étoiles dont la masse est comprise entre dix et vingt fois celle du Soleil, cet effondrement gravitationnel peut être si intense que les protons et les électrons, qui constituent normalement la matière ordinaire, fusionnent pour former des neutrons. C’est ainsi que naissent les étoiles à neutrons. Ces objets extrêmement denses ont une taille d’environ vingt kilomètres, mais leur masse est équivalente à une à deux fois celle du Soleil.
Ce processus est assez bien compris. Cependant, la composition interne de ces étoiles à neutrons est toujours un sujet d’interrogation
Les résultats de l’analyse ont révélé une forte probabilité que l’intérieur des étoiles à neutrons soit constitué de ce qu’on appelle de la « matière de quarks froids ». Il s’agit d’une forme exotique de matière qui diffère de la matière nucléaire classique composée de protons et de neutrons.
Pour comprendre cela, on peut imaginer que la matière nucléaire classique soit comme des briques de construction qui permettent de construire des atomes, lesquels forment la base de toute la matière que nous connaissons, comme les étoiles, les planètes et même nous-mêmes. Dans le cas de la matière de quarks froids, il semblerait que ces briques conventionnelles (protons et neutrons) soient remplacées par des composants plus fondamentaux faits de quarks dits libres qui existent librement sans former les briques habituelles.
Cette découverte suggère que l’intérieur des étoiles à neutrons pourrait être bien plus étrange et exotique que ce que l’on avait initialement imaginé. Cette hypothèse pourrait être confirmée à l’avenir grâce à des améliorations dans l’observation des ondes gravitationnelles provenant de collisions d’étoiles à neutrons. Cependant, la confirmation nécessitera des calculs intensifs sur des superordinateurs et des observations plus précises.
Référence
Strongly interacting matter exhibits deconfined behavior in massive neutron stars
- Eemeli Annala, and othersT
volume 14, Article number: 8451 (2023)
- Abstract
Neutron-star cores contain matter at the highest densities in our Universe. This highly compressed matter may undergo a phase transition where nuclear matter melts into deconfined quark matter, liberating its constituent quarks and gluons. Quark matter exhibits an approximate conformal symmetry, predicting a specific form for its equation of state (EoS), but it is currently unknown whether the transition takes place inside at least some physical neutron stars. Here, we quantify this likelihood by combining information from astrophysical observations and theoretical calculations. Using Bayesian inference, we demonstrate that in the cores of maximally massive stars, the EoS is consistent with quark matter. We do this by establishing approximate conformal symmetry restoration with high credence at the highest densities probed and demonstrating that the number of active degrees of freedom is consistent with deconfined matter. The remaining likelihood is observed to correspond to EoSs exhibiting phase-transition-like behavior, treated as arbitrarily rapid crossovers in our framework.
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