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Record de masse pour une étoile à neutrons

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1,97 +/- 0,04 masse solaire : le pulsar PSR J1614-2230 serait l'étoile à neutrons la plus massive connue à ce jour. C'est ce qu'annonce un groupe d'astronomes après une mesure d'une excellente précision réalisée grâce au radiotélescope de Green Bank. Nous reviendrons plus en détail, dans un prochain article, sur cette découverte qui présente de nombreuses implications en astrophysique et physique nucléaire.

Sur cette image d'artiste, on voit en haut à gauche le pulsar. Le signal radio émis par ce dernier passant au voisinage de la naine blanche, il subit un délai d'autant plus grand que la masse de la naine blanche est importante, selon les équations de la relativité générale. © Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF

Cela ne fait guère plus de 40 ans que l'existence des étoiles à neutrons a été admise par la communauté des astrophysiciens. Pourtant, l'idée est ancienne et l'on peut presque dire qu'elle est aussi vieille que la découverte par Chadwick du neutron, en 1932. En effet, très peu de temps après, Walter Baade et Fritz Zwicky commencèrent à spéculer sur de telles étoiles composées de neutrons, avant de faire le lien avec les supernovae.

On sait aujourd'hui que Zwicky avait fondamentalement raison à ce sujet dès 1934. Mais l'idée rencontra une certaine indifférence dans la communauté des astronomes et des physiciens, peut-être à cause de la personnalité excentrique et du caractère difficile de ce personnage.

La clairvoyance de Landau et Oppenheimer

Les choses vont commencer à changer à partir de 1938. Le futur prix Nobel de physique Lev Landau propose l'existence de cœurs de neutrons, libérant de l'énergie par désintégration radioactive à l'intérieur des étoiles. Cette idée pourrait même avoir été formulée par Landau dès 1932, si l'on en croit le témoignage de Léon Rosenfeld, mais cela fait débat.

Toujours est-il qu'un physicien, et non des moindres, prend enfin l'idée au sérieux : il s'agit de Robert Oppenheimer. Oppenheimer exploite des résultats de Richard Tolman sur des sphères de fluides en relativité générale avec son étudiant Volkoff et effectue les premiers véritables calculs sur le concept d'étoiles à neutrons.

Dès 1939, ces deux chercheurs les présentent comme des noyaux atomiques qui auraient la taille d'une étoile. Avec un autre étudiant, Hartland Snyder, Oppenheimer étudiera ce qu'il advient de tels objets lorsqu'ils s'effondrent gravitationnellement, jetant au passage la base de la théorie des trous noirs.

Le physicien Robert Oppenheimer. © American Academy of Achievement

Ces travaux sont oubliés après la guerre, sauf par John Wheeler, qui après avoir aidé à la mise au point des bombes A et H américaines, se concentre sur les plus grosses explosions de l'univers, les supernovae et le Big Bang, vers la fin des années 1950 et le début des années 1960.

Pionnier (avec Niels Bohr) de la théorie de la fission, Wheeler va utiliser ses connaissances en physique nucléaire pour construire une première équation d'état de la matière nucléaire dans les étoiles à neutrons. Rapidement, des modèles et des équations d'états plus complexes pour ces étoiles sont proposés.

Il faudra tout de même attendre 1967, avec l'observation d'un premier pulsar par Jocelyn Bell puis son interprétation en tant qu'étoile à neutrons en rotation par Thomas Gold et Franco Pacini, pour que la communauté des astrophysiciens soit convaincue de l'existence de ces astres fascinants aux propriétés étranges.

Les étoiles à neutrons comme laboratoire de physique nucléaire et hadronique

Il faut dire que ces objets sont extrêmes en tout point, à commencer par la densité, le champ de gravitation et le champ magnétique. Presque toute la physique est nécessaire pour comprendre les propriétés d'une étoile à neutrons : la relativité générale bien sûr mais aussi la magnétohydrodynamique, la théorie de la superfluidité et celle de la supraconductivité. Ce sont aussi de formidables laboratoires de physique nucléaire et de physique des particules élémentaires

Différents modèles de composition de l'intérieur d'une étoile à neutrons. © Fridolin Weber et Éric Gourgoulhon

On ne s'étonnera donc pas que la première mesure précise de la masse d'une étoile à neutrons atteignant presque deux fois la masse du Soleil, publiée dans Nature, représente un événement au retentissement certain.

En général, les étoiles à neutrons ont une masse très proche de celle de Chandrasekhar, c'est-à-dire environ 1,4 fois celle du Soleil. Ce n'est pas la première fois que l'on estime la masse d'un pulsar comme atteignant (et même dépassant) les 2 masses solaires, mais les incertitudes sur les mesures ne permettaient pas de conclure le fait de façon solide.

Or, selon la masse d'une étoile à neutrons, il n'est pas possible de considérer la même équation d'état et la même composition pour la matière nucléaire issue de la compression des protons, neutrons et électrons du cœur de l'étoile s'étant effondrée à l'occasion d'une supernova.

Comme le montre le schéma ci-dessus, le cœur d'une étoile à neutrons pourrait, par exemple, être constitué d'un condensat de mésons π, d'hypérons, de kaon ou encore d'un mélange de quarks. La notion d'« étoile étrange », du fait de son contenu en quarks étranges, a même été proposée par le grand mathématicien et théoricien des supercordes, Edward Witten. On n'est donc pas certain de son contenu en hadrons mais, inversement, on peut espérer apprendre des choses sur les nucléons et les forces nucléaires dans des conditions extrêmes, difficilement réalisables sur Terre.

L’effet Shapiro pour estimer la masse de l'étoile à neutrons

L'étoile à neutrons, qui fait la une de l'actualité, est un pulsar du nom de PSR J1614-2230. Il fait partie d'un système binaire situé à environ 3.000 années-lumière. Son étoile compagne est une naine blanche autour de laquelle il tourne en un peu moins de 9 jours. Le pulsar tourne sur lui-même 317 fois par seconde.

C'est parce que ce système binaire constitue un système à éclipse qu'il est possible d'obtenir de très bons résultats en faisant intervenir l'effet Shapiro pour l'estimation de la masse de la naine blanche. On peut ensuite en déduire indirectement la masse de l'étoile à neutrons.

Cet effet a été découvert en 1964 dans les équations de la relativité générale par Irwin Shapiro et il a été considéré comme un quatrième test de la relativité générale après le décalage spectral vers le rouge, la déviation des rayons lumineux par le Soleil lors d'une éclipse et la précession du périhélie de Mercure.

Nous reviendrons plus en détails sur tout cela et cette remarquable découverte dans un prochain article en compagnie d'Éric Gourgoulhon. Directeur de recherche au CNRS et membre du laboratoire Univers et théories (LUTH), il est l'un des grands spécialistes français de la physique des astres compacts comme les étoiles à neutrons.