Centre de vol spatial Goddard de la NASA
Les astronomes ont déterminé l’étoile à neutrons la plus lourde connue à ce jour, pesant 2,35 masses solaires, selon un article récent publié dans Astrophysical Journal Letters. Comment est-il devenu si grand ? Très probablement en dévorant une étoile compagne – l’équivalent céleste d’une araignée veuve noire dévorant sa compagne. Le travail aide à établir une limite supérieure à la taille des étoiles à neutrons, avec des implications pour notre compréhension de l’état quantique de la matière à leur cœur.
Les étoiles à neutrons sont les restes des supernovae. Comme le rédacteur en chef d’Ars Science, John Timmer, l’a écrit le mois dernier :
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.
À part les trous noirs, les noyaux des étoiles à neutrons sont les objets connus les plus denses de l’Univers, et parce qu’ils sont cachés derrière un horizon d’événements, ils sont difficiles à étudier. « Nous savons à peu près comment la matière se comporte aux densités nucléaires, comme dans le noyau d’un atome d’uranium », a déclaré Alex Filippenko, astronome à l’Université de Californie à Berkeley et co-auteur du nouvel article. « Une étoile à neutrons est comme un noyau géant, mais lorsque vous avez 1,5 masse solaire de ce genre de choses, soit environ 500 000 masses terrestres de noyaux tous accrochés ensemble, on ne sait pas du tout comment ils se comporteront. »
Cette animation montre un pulsar veuve noire avec son petit compagnon stellaire. Un rayonnement puissant et le « vent » du pulsar – une sortie de particules à haute énergie – chauffent fortement le côté opposé du compagnon, l’évaporant au fil du temps.
L’étoile à neutrons présentée dans ce dernier article est un pulsar, PSR J0952-0607 – ou J0952 en abrégé – situé dans la constellation Sextans entre 3 200 et 5 700 années-lumière de la Terre. Les étoiles à neutrons naissent en tournant et le champ magnétique rotatif émet des faisceaux de lumière sous forme d’ondes radio, de rayons X ou de rayons gamma. Les astronomes peuvent repérer les pulsars lorsque leurs faisceaux balayent la Terre. J0952 a été découvert en 2017 grâce au radiotélescope Low-Frequency Array (LOFAR), faisant suite aux données sur de mystérieuses sources de rayons gamma recueillies par le télescope spatial Fermi Gamma-ray de la NASA.
Votre pulsar moyen tourne à environ une rotation par seconde, soit 60 par minute. Mais J0952 tourne à 42 000 tours par minute, ce qui en fait le deuxième pulsar le plus rapide connu à ce jour. L’hypothèse actuellement privilégiée est que ces types de pulsars faisaient autrefois partie de systèmes binaires, dépouillant progressivement leurs étoiles compagnes jusqu’à ce que ces dernières s’évaporent. C’est pourquoi ces étoiles sont connues sous le nom de pulsars de veuve noire – ce que Filippenko appelle un « cas d’ingratitude cosmique »:
La voie évolutive est absolument fascinante. Double point d’exclamation. Au fur et à mesure que l’étoile compagnon évolue et commence à devenir une géante rouge, la matière se répand sur l’étoile à neutrons, et cela fait tourner l’étoile à neutrons. En tournant, il devient maintenant incroyablement énergisé et un vent de particules commence à sortir de l’étoile à neutrons. Ce vent frappe alors l’étoile donneuse et commence à enlever de la matière, et avec le temps, la masse de l’étoile donneuse diminue jusqu’à celle d’une planète, et si encore plus de temps passe, elle disparaît complètement. C’est ainsi que des pulsars solitaires millisecondes pourraient se former. Ils n’étaient pas tous seuls au départ – ils devaient être dans une paire binaire – mais ils ont progressivement fait disparaître leurs compagnons, et maintenant ils sont solitaires.
Ce processus expliquerait comment J0952 est devenu si lourd. Et de tels systèmes sont une aubaine pour des scientifiques comme Filippenko et ses collègues désireux de peser avec précision les étoiles à neutrons. L’astuce consiste à trouver des systèmes binaires d’étoiles à neutrons dans lesquels l’étoile compagne est petite mais pas trop petite pour être détectée. Sur la douzaine de pulsars de veuves noires que l’équipe a étudiés au fil des ans, seuls six répondaient à ces critères.
Observatoire WM Keck, Roger W. Romani, Alex Filippenko
L’étoile compagne de J0952 a 20 fois la masse de Jupiter et est verrouillée en orbite avec le pulsar. Le côté faisant face à J0952 est donc assez chaud, atteignant des températures de 6 200 Kelvin (10 700 ° F), ce qui le rend suffisamment brillant pour être repéré avec un grand télescope.
Fillipenko et coll. a passé les quatre dernières années à faire six observations de J0952 avec le télescope Keck de 10 mètres à Hawaï pour attraper l’étoile compagnon à des points spécifiques de son orbite de 6,4 heures autour du pulsar. Ils ont ensuite comparé les spectres résultants aux spectres d’étoiles semblables au Soleil pour déterminer la vitesse orbitale. Ceci, à son tour, leur a permis de calculer la masse du pulsar.
Trouver encore plus de systèmes de ce type aiderait à imposer des contraintes supplémentaires à la limite supérieure de la taille des étoiles à neutrons avant de s’effondrer en trous noirs, ainsi qu’à éliminer les théories concurrentes sur la nature de la soupe de quarks à leur cœur. « Nous pouvons continuer à chercher des veuves noires et des étoiles à neutrons similaires qui patinent encore plus près du bord du trou noir », a déclaré Filippenko. « Mais si nous n’en trouvons pas, cela renforce l’argument selon lequel 2,3 masses solaires est la véritable limite, au-delà de laquelle ils deviennent des trous noirs. »
DOI : Astrophysical Journal Letters, 2022. 10.3847/2041-8213/ac8007 (À propos des DOI).