Crédit : Centre de vol spatial Goddard/CI Lab de la NASA
Imaginez prendre une étoile avec deux fois la masse du Soleil et l’écraser à la taille de Manhattan. Le résultat serait un étoile à neutrons– l’un des objets les plus denses trouvés dans l’Univers. En fait, ils dépassent la densité de tout matériau trouvé naturellement sur Terre d’un facteur de dizaines de billions. Bien que les étoiles à neutrons soient des objets astrophysiques remarquables à part entière, leurs densités extrêmes peuvent également leur permettre de fonctionner comme des laboratoires pour étudier des questions fondamentales de physique nucléaire, dans des conditions qui ne pourraient jamais être reproduites sur Terre.
Les étoiles à neutrons sont si denses qu’une seule cuillère à café d’une seule aurait une masse d’environ un billion de kilogrammes.
En raison de ces conditions exotiques, les scientifiques ne comprennent toujours pas de quoi sont faites exactement les étoiles à neutrons elles-mêmes, leur soi-disant « équation d’état » (EoS). Déterminer cela est un objectif majeur de la recherche en astrophysique moderne. Une nouvelle pièce du puzzle, limitant l’éventail des possibilités, a été découverte par deux chercheurs de l’Institute for Advanced Study (IAS) : Carolyn Raithel, John N. Bahcall Fellow à la School of Natural Sciences ; et Elias Most, membre de l’école et boursier John A. Wheeler à
” data-gt-translate-attributes=”[{” attribute=””>Princeton University. Their paper was published recently in The Astrophysical Journal Letters.
Neutron star merger and the gravity waves it produces. Credit: NASA/Goddard Space Flight Center
Ideally, astrophysicists would like to look inside these exotic objects, but they are too small and distant to be imaged with standard telescopes. Researchers instead rely on indirect properties that they can measure—such as the mass and radius of a <span class="glossaryLink" aria-describedby="tt" data-cmtooltip="
” data-gt-translate-attributes=”[{” attribute=””>neutron star—to calculate the EoS. This is much like how one might use the length of two sides of a right-angled triangle to work out its hypotenuse. However, one issue here is that the radius of a neutron star is very difficult to measure precisely. A promising alternative for future observations is to instead use a quantity called the “peak spectral frequency” (or f2) in its place.
But how is f2 measured? Collisions between neutron stars, which are governed by the laws of Einstein’s Theory of Relativity, lead to strong bursts of gravitational wave emission. In 2017, scientists directly measured such emissions for the first time. “At least in principle, the peak spectral frequency can be calculated from the gravitational wave signal emitted by the wobbling remnant of two merged neutron stars,” says Most.
Des étoiles à neutrons condamnées tourbillonnent vers leur disparition dans cette animation. Les ondes gravitationnelles (arcs pâles) saignent l’énergie orbitale, provoquant le rapprochement et la fusion des étoiles. Au fur et à mesure que les étoiles entrent en collision, certains des débris explosent dans des jets de particules se déplaçant presque à la vitesse de la lumière, produisant une brève rafale de rayons gamma (magenta). En plus des jets ultra-rapides alimentant les rayons gamma, la fusion génère également des débris plus lents. Un écoulement entraîné par l’accrétion sur le reste de la fusion émet une lumière ultraviolette (violet) qui s’estompe rapidement. Un nuage dense de débris chauds arrachés aux étoiles à neutrons juste avant la collision produit de la lumière visible et infrarouge (bleu-blanc à rouge). La lueur UV, optique et proche infrarouge est collectivement appelée kilonova. Plus tard, une fois que les restes du jet dirigé vers nous se sont étendus dans notre champ de vision, des rayons X (bleus) ont été détectés. Cette animation représente les phénomènes observés jusqu’à neuf jours après GW170817. Le crédit:
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On s’attendait auparavant à ce que f2 serait une approximation raisonnable du rayon, puisque, jusqu’à présent, les chercheurs pensaient qu’il existait une correspondance directe ou « quasi universelle » entre eux. Cependant, Raithel et Most ont démontré que ce n’est pas toujours vrai. Ils ont montré que la détermination de l’EoS est ne pas comme résoudre un simple problème d’hypoténuse. Au lieu de cela, cela s’apparente davantage au calcul du côté le plus long d’un irrégulier triangle, où l’on a également besoin d’une troisième information : l’angle entre les deux côtés les plus courts. Pour Raithel et Most, cette troisième information est la “pente de la relation masse-rayon”, qui encode des informations sur l’EoS à des densités plus élevées (et donc des conditions plus extrêmes) que le rayon seul.
Cette nouvelle découverte permettra aux chercheurs travaillant avec la prochaine génération d’observatoires d’ondes gravitationnelles (les successeurs des observatoires actuellement en activité LIGO) pour mieux exploiter les données obtenues suite aux fusions d’étoiles à neutrons. Selon Raithel, ces données pourraient révéler les constituants fondamentaux de la matière des étoiles à neutrons. “Certaines prédictions théoriques suggèrent que dans les noyaux d’étoiles à neutrons, les transitions de phase pourraient dissoudre les neutrons en particules subatomiques appelées quarks”, a déclaré Raithel. « Cela signifierait que les étoiles contiennent une mer de matière quark libre à l’intérieur. Notre travail peut aider les chercheurs de demain à déterminer si de telles transitions de phase se produisent réellement.
Référence : “Caractérisation de la répartition de la quasi-universalité dans les ondes gravitationnelles post-fusion des fusions d’étoiles à neutrons binaires” par Carolyn A. Raithel et Elias R. Most, 13 juillet 2022, Les lettres du journal astrophysique.
DOI : 10.3847/2041-8213/ac7c75
