Un pulsar correspond à une étoile à neutrons qui émet un signal d'une période allant de l'ordre de la milliseconde à quelques dizaines de secondes. © Peter Jurik, Fotolia
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Découverte d’une étoile à neutrons qui bat tous les records !

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C'est l'étoile à neutrons la plus massive jamais observée. Les chercheurs pensent même qu'elle pourrait établir une limite de masse pour ces astres extrêmement denses. En outre, elle effectue 707 tours sur elle-même par seconde, ce qui en fait l'étoile en rotation la plus rapide observée dans la Voie lactée !

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[EN VIDÉO] Un pulsar « veuve noire » dévore sa compagne  Lorsque l’on parle d’araignées, les veuves noires sont celles qui dévorent leurs compagnons après l’accouplement. Et des astronomes ont observé des comportements similaires dans le ciel. Lorsqu’un pulsar et une étoile de faible masse forment un système binaire. Face aux rayonnements émis par le pulsar, l’étoile n’a que peu de chances de survivre bien longtemps. (en anglais) © Nasa Goddard 

Elle fait partie des « veuves noires », ces étoiles mortes qui ont dévoré la majeure partie de leur étoile compagne. Un surnom qui fait référence à ces araignées qui dévorent le mâle après l'accouplement. Nommée PSR J0952-0607, elle a été d'abord repérée en 2017 en tant que potentiel pulsar milliseconde, c'est-à-dire ayant une période de rotation située entre 1 et 10 millisecondes. Et pour cause : elle tournoie à la vitesse prodigieuse de 707 tours sur elle-même par seconde, ce qui en fait, d'après une étude publiée dans la revue The Astrophysical Journal Letters et en libre accès, « le pulsar à rotation le plus rapide du disque de la Voie lactée » ! Plusieurs campagnes d'observations ont suivi à la suite de ces premières mesures qui ont permis d'étudier les propriétés de cet astre étonnant. 

Elle tournoie à la vitesse prodigieuse de 707 tours sur elle-même par seconde

En pratique, les veuves noires correspondent à des étoiles à neutrons qui tournoient à des vitesses astronomiques, leur permettant d'attirer suffisamment de matière de leur compagnon binaire pour qu'il n'en reste qu'une petite fraction de masse solaire. Seulement deux douzaines sont connues actuellement, car elles sont particulièrement dures à détecter.

« Alors 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, elle devient incroyablement énergisée, et un vent de particules commence à sortir du neutron. 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. Les veuves noires n'étaient pas seules au départ -- elles devaient être dans une paire binaire -- mais elles ont progressivement évaporé leurs compagnons, et maintenant elles sont solitaires », explique Alex Filippenko, coauteur de l'étude et professeur émérite d'astronomie à l'Université de Californie à Berkeley.

 Une étoile à neutrons en rotation éjecte périodiquement ses faisceaux radio (vert) et gamma (magenta) devant la Terre dans le concept de cet artiste d'un pulsar veuve noire. L'étoile à neutrons chauffe le côté opposé de son partenaire stellaire (à droite) à des températures plus chaudes que la surface du soleil et l'évapore lentement. © Nasa's Goddard Space Flight Center

Son étoile compagne a été réduite à la taille d'une planète géante

Ainsi, caractériser PSR J0952-0607 n'a pas été une mince affaire. Comme l'expliquent les chercheurs, si elle a pu être détectée grâce au signal pulsé émis par sa rotation rapide, ce signal ne suffit cependant pas à la caractériser. Il faut pouvoir observer sa compagne en lumière visible. Mais c'est là qu'est le problème : elle a été presque entièrement dévorée ! Sa masse est descendue jusqu'à 20 fois la masse de Jupiter, soit à peine 2 % de la masse du Soleil !

« Ces objets ressemblant à des planètes sont la lie d'étoiles normales qui ont contribué à la masse et au moment cinétique, faisant tourner leur compagnon pulsar à des périodes de millisecondes et augmentant leur masse dans le processus », a déclaré Roger W. Romani, premier auteur de l'étude et astronome à l'Université de Stanford. Elle subit alors un verrouillage de marée : comme sa partie la plus proche de la veuve noire se fait bien plus attirer que la partie la plus éloignée, elle passe en rotation synchrone et effectue dans le même temps un tour sur elle-même et un tour autour de l'autre astre en 6,4 heures. C'est ce phénomène qui se produit dans le cas dans le système Pluton-Charon, mais aussi le système Terre-Lune !

Et c'est finalement ce verrouillage qui a permis son observation. Car la température de sa face, côté étoile à neutrons, grimpe jusqu'à 6.200 Kelvin, légèrement plus que la température de surface du Soleil, lui permettant tout juste d'être observée avec un grand télescope. Ainsi, c'est Keck I, un télescope de l'observatoire éponyme situé sur l'île d'Hawaï et possédant un miroir primaire de 10 mètres de diamètre, qui a été tourné vers PSR J0952-0607, située à environ 3.000 années-lumière dans la direction de la constellation du Sextant. Au total, six observations de 15 minutes ont eu lieu ces quatre dernières années, afin de piéger le système dans une position particulière de l'orbite rendant la luminosité acceptable pour des mesures.

Le spectre du système PSR J0952-0607 a été comparé avec celui d'une étoile bien plus lumineuse. © Observatoire W. M. Keck, Roger W. Romani, Alex Filippenko

L'étoile à neutrons la plus massive observée à ce jour

Après ces observations, les chercheurs ont comparé le spectre obtenu avec celui d'étoiles connues afin d'en déduire la vitesse orbitale de l'étoile, pour pouvoir enfin calculer la masse de l'étoile à neutrons qui l'accompagne. Ils ont trouvé une masse de 2,35 ± 0,17 masses solaires, ce qui en fait l'étoile à neutrons la plus massive jamais observée ! Au-dessus de cette masse, ces astres à la densité extrême pourraient bien se changer en trou noir« Nous pouvons continuer à chercher des veuves noires et des étoiles à neutrons similaires qui patinent encore plus près du bord du trou noir. 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 elles deviennent des trous noirs », déclare A.Filippenko.

Mais même pour une telle masse, les chercheurs se questionnent sur la nature de l'étoile. Elle correspond à un cœur d'étoile massive qui s'est contracté sur lui-même, alors que les couches externes de cette même étoile ont été soufflées par une violente explosion appelée supernova. Le cœur s'est tellement contracté qu'il n'est plus question d'atomes cette fois, mais de particules qui les composent d'où le terme étoile à neutrons. La densité atteint en moyenne 1017 kg/m3, soit la même que celle du noyau atomique ! « Nous savons à peu près comment la matière se comporte aux densités nucléaires, comme dans le noyau d'un atome d'uranium, commente Alex Filippenko. Une étoile à neutrons est comme un noyau géant, mais lorsque vous avez une masse solaire et demie 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. » 

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