Les étoiles à neutrons sont parmi les objets les plus extrêmes de l’univers. Formées à partir de l’effondrement du noyau d’étoiles supergéantes, elles pèsent plus que notre Soleil et pourtant sont comprimées dans une sphère de la taille d’une ville.
Les noyaux denses de ces étoiles exotiques contiennent de la matière comprimée dans des états uniques qu’il est impossible de reproduire et d’étudier sur Terre. C’est pourquoi la NASA a pour mission d’étudier les étoiles à neutrons et d’en apprendre davantage sur la physique qui régit la matière qui les compose.
Mes collègues et moi-même les avons aidés. Nous avons utilisé les signaux radio émis par une étoile à neutrons à rotation rapide pour mesurer sa masse. Cela a permis aux scientifiques travaillant avec les données de la NASA de mesurer le rayon de l’étoile, ce qui nous a fourni les informations les plus précises à ce jour sur l’étrange matière qu’elle contient.
Qu’y a-t-il à l’intérieur d’une étoile à neutrons ?
La matière du cœur des étoiles à neutrons est encore plus dense que le noyau d’un atome. En tant que forme de matière stable la plus dense de l’univers, elle est comprimée jusqu’à sa limite et sur le point de s’effondrer dans un trou noir.
Comprendre comment la matière se comporte dans ces conditions est un test clé de nos théories de la physique fondamentale.
La NASA Mission NICER (Neutron Star Interior Composition ExploreR) tente de résoudre les mystères de cette question extrême.
NICER est un télescope à rayons X installé sur la Station spatiale internationale. Il détecte les rayons X provenant de points chauds à la surface des étoiles à neutrons, où les températures peuvent atteindre des millions de degrés.
Les scientifiques modélisent le moment et les énergies de ces rayons X pour cartographier les points chauds et déterminer la masse et la taille des étoiles à neutrons.
Connaître le rapport entre la taille des étoiles à neutrons et leur masse permet de connaître « l’équation d’état » de la matière qui compose leur noyau. Cela permet aux scientifiques de savoir si l’étoile à neutrons est molle ou dure, et donc « compressible », et donc de quoi elle est composée.
Une équation d’état plus souple suggérerait que les neutrons du noyau se fragmentent en une soupe exotique de particules plus petites. Une équation d’état plus dure pourrait signifier que les neutrons résistent, ce qui conduirait à des étoiles à neutrons plus grandes.
L’équation d’état dicte également comment et quand les étoiles à neutrons se déchirent lorsqu’elles entrer en collision.
Résoudre le mystère avec une étoile à neutrons voisine
L’une des principales cibles de NICER est une étoile à neutrons appelée PSR J0437-4715, qui est le pulsar milliseconde le plus proche et le plus brillant.
Un pulsar est une étoile à neutrons qui émet des faisceaux d’ondes radio que nous observons sous forme d’impulsion à chaque fois que l’étoile à neutrons tourne.
Ce pulsar particulier tourne 173 fois par seconde (aussi vite qu’un mixeur). Nous l’observons depuis près de 30 ans avec MurriyangLe radiotélescope Parkes du CSIRO en Nouvelle-Galles du Sud.
L’équipe travaillant sur les données du NICER a dû relever un défi pour ce pulsar. Les rayons X provenant d’une galaxie proche ont rendu difficile la modélisation précise des points chauds à la surface de l’étoile à neutrons.
Heureusement, nous avons pu utiliser les ondes radio pour obtenir une mesure indépendante de la masse du pulsar. Sans cette information cruciale, l’équipe n’aurait pas pu obtenir la masse exacte.
La pesée d’une étoile à neutrons est une question de timing
Pour mesurer la masse de l’étoile à neutrons, nous nous appuyons sur un effet décrit par la théorie de la relativité générale d’Einstein, appelé le délai de Shapiro.
Les objets massifs et denses comme les pulsars – et dans le cas présent leur étoile compagne, une naine blanche – déforment l’espace et le temps. Le pulsar et son étoile compagne tournent l’un autour de l’autre une fois tous les 5,74 jours.
Lorsque les impulsions du pulsar parviennent jusqu’à nous à travers l’espace-temps comprimé entourant la naine blanche, elles sont retardées de quelques microsecondes.
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Une naine blanche tourne autour d’un pulsar, déformant l’espace-temps et retardant les impulsions radio du pulsar. (Carl Knox / OzGrav)
De tels retards de l’ordre de la microseconde sont faciles à mesurer avec Murriyang à partir de pulsars comme PSR J0437-4715. Ce pulsar, et d’autres pulsars millisecondes similaires, sont observés régulièrement par l’ Réseau de synchronisation de pulsars de Parkes projet, qui utilise ces pulsars pour détecter les ondes gravitationnelles.
Comme PSR J0437-4715 est relativement proche de nous, son orbite semble osciller légèrement de notre point de vue alors que la Terre tourne autour du Soleil. Cette oscillation nous donne plus de détails sur la géométrie de l’orbite. Nous l’utilisons avec le délai de Shapiro pour trouver les masses de la naine blanche et du pulsar.
La masse et la taille du PSR J0437-4715
Nous avons calculé La masse de ce pulsar est typique d’une étoile à neutrons, soit 1,42 fois la masse de notre Soleil. C’est important car la taille de ce pulsar devrait également être celle d’une étoile à neutrons typique.
Les scientifiques travaillant avec les données NICER ont ensuite pu déterminer la géométrie des points chauds des rayons X et calculer que le rayon de l’étoile à neutrons est de 11,4 kilomètres. Ces résultats donnent la point d’ancrage le plus précis encore trouvée pour l’équation d’état des étoiles à neutrons à des densités intermédiaires.
Notre nouvelle image permet déjà d’éliminer les équations d’état les plus molles et les plus dures des étoiles à neutrons. Les scientifiques continueront à déchiffrer exactement ce que cela signifie pour la présence de matière exotique dans les noyaux internes des étoiles à neutrons.
Les théories suggèrent que cette matière pourrait inclure des quarks qui ont s’échappent de leurs foyers habituels à l’intérieur de particules plus grosses, ou particules rares appelées hypérons.
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Le pulsar milliseconde PSR J0437-4715, à gauche vu depuis la Terre et à droite vu depuis son propre plan équatorial. La couleur violet-rose indique la température des points chauds aux pôles. Les pôles magnétiques chauds ne sont pas exactement opposés. Comme l’étoile est très dense, les animations montrent également l’effet de courbure de la lumière provoquée par une gravité extrême. (NASA / Sharon Morsink / Devarshi Choudhury et al.)
Ces nouvelles données s’ajoutent à un modèle émergent de l’intérieur des étoiles à neutrons qui a également été informé par observations des ondes gravitationnelles provenant de la collision d’étoiles à neutrons et d’une explosion associée appelée kilonova.
Murriyang a une longue histoire d’assistance aux missions de la NASA et a été célèbre pour avoir été le principal récepteur d’images pour la plupart des sorties lunaires d’Apollo 11.
Nous avons désormais utilisé ce télescope emblématique pour « peser » sur la physique de l’intérieur des étoiles à neutrons, faisant progresser notre compréhension fondamentale de l’univers.
Daniel ReardonChercheur postdoctoral en chronologie des pulsars et ondes gravitationnelles, Université de technologie de Swinburne
Cet article est republié à partir de La conversation sous licence Creative Commons. Lire la suite article original.
2024-07-13 02:05:54
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