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Placer de nouvelles limites à l’intérieur des étoiles à neutrons

Agrandir / La nouvelle recherche n’a pas fait de percée, mais elle a un peu réduit la taille du point d’interrogation.

Comment pouvons-nous comprendre des environnements qui ne peuvent pas être reproduits sur Terre ? C’est un défi auquel les astrophysiciens sont constamment confrontés. Dans certains cas, il s’agit en grande partie de déterminer dans quelle mesure la physique bien comprise s’applique aux conditions extrêmes, puis de comparer le résultat de ces équations aux observations. Mais une exception notable à cela est une étoile à neutrons, où les équations pertinentes deviennent complètement insolubles, et les observations ne fournissent pas beaucoup de détails.

Ainsi, alors que nous sommes à peu près sûrs qu’il y a une couche de neutrons presque purs près de la surface de ces corps, nous sommes très incertains quant à ce qui pourrait exister plus profondément dans leurs intérieurs.

Cette semaine, Nature publie une étude qui tente de nous rapprocher d’une compréhension. Cela ne nous donne pas de réponse — il y a encore beaucoup d’incertitude. Mais c’est une excellente occasion d’examiner le processus par lequel les scientifiques peuvent extraire des données d’une vaste gamme de sources et commencer à réduire ces incertitudes.

Qu’y a-t-il après les neutrons ?

La matière qui forme les étoiles à neutrons commence par des atomes ionisés près du cœur d’une étoile massive. Une fois que les réactions de fusion de l’étoile cessent de produire suffisamment d’énergie pour contrer l’attraction de la gravité, cette matière se contracte, subissant des pressions de plus en plus fortes. La force d’écrasement est suffisante pour éliminer les frontières entre les noyaux atomiques, créant une soupe géante de protons et de neutrons. Finalement, même les électrons de la région sont forcés dans de nombreux protons, les convertissant en neutrons.

Cela fournit enfin une force pour repousser le pouvoir écrasant de la gravité. La mécanique quantique empêche les neutrons d’occuper le même état d’énergie, à proximité, ce qui empêche les neutrons de se rapprocher et bloque ainsi l’effondrement dans un trou noir. Mais il est possible qu’il y ait un état intermédiaire entre une goutte de neutrons et un trou noir, un état où les frontières entre les neutrons commencent à se décomposer, entraînant des combinaisons étranges de leurs quarks constitutifs.

Ces types d’interactions sont régis par la force forte, qui lie les quarks en protons et neutrons, puis lie ces protons et neutrons en noyaux atomiques. Malheureusement, les calculs impliquant la force forte sont extrêmement coûteux en termes de calcul. En conséquence, il n’est tout simplement pas possible de les faire fonctionner avec le type d’énergies et de densités présentes dans une étoile à neutrons.

Mais cela ne signifie pas que nous sommes coincés. Nous avons des approximations de la force forte qui peuvent être calculées aux énergies pertinentes. Et, bien que ceux-ci nous laissent avec des incertitudes substantielles, il est possible d’utiliser une variété de preuves empiriques pour limiter ces incertitudes.

Comment regarder une étoile à neutrons

Les étoiles à neutrons sont remarquables pour être incroyablement compactes pour leur masse, serrant plus que la masse d’un Soleil à l’intérieur d’un objet qui ne mesure qu’environ 20 km de diamètre. Le plus proche que nous connaissons est à des centaines d’années-lumière, et la plupart sont beaucoup, beaucoup plus loin. Donc, il semblerait impossible d’en faire trop dans l’imagerie de ces objets, n’est-ce pas ?

Pas entièrement. De nombreuses étoiles à neutrons se trouvent dans des systèmes avec un autre objet, dans certains cas une étoile à neutrons. La façon dont ces deux objets s’influencent l’un l’autre peut nous en dire long sur la masse d’une étoile à neutrons. La NASA dispose également d’un observatoire dédié aux étoiles à neutrons attaché à la Station spatiale internationale. NICER (the Neutron star Interior Composition Explorer) utilise un réseau de télescopes à rayons X pour obtenir des images détaillées des étoiles à neutrons lors de leur rotation. Cela lui a permis de faire des choses comme suivre le comportement de points chauds individuels à la surface de l’étoile.

Plus critique pour ce travail, NICER peut détecter la distorsion de l’espace-temps autour des grandes étoiles à neutrons et l’utiliser pour générer une estimation raisonnablement précise de sa taille. Si cela est combiné avec une estimation solide de la masse de l’étoile à neutrons, il est alors possible de déterminer la densité et de la comparer avec le type de densité que vous attendez de quelque chose qui est constitué de neutrons purs.

Mais nous ne sommes pas limités aux seuls photons lorsqu’il s’agit d’évaluer la composition des étoiles à neutrons. Ces dernières années, les fusions d’étoiles à neutrons ont été détectées via des ondes gravitationnelles, et les détails exacts de ce signal dépendent des propriétés des étoiles effectuant la fusion. Ainsi, ces fusions peuvent également aider à exclure certains modèles potentiels d’étoiles à neutrons.

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