Pour la plupart des étoiles, les étoiles à neutrons et les trous noirs sont leur dernier lieu de repos. Lorsqu’une étoile supergéante manque de carburant, elle se dilate puis s’effondre rapidement sur elle-même. Cet acte crée une étoile à neutrons, un objet plus dense que notre soleil, entassé dans un espace de 13 à 18 miles de large. Dans un environnement stellaire aussi fortement condensé, la plupart des électrons se combinent avec des protons pour produire des neutrons, ce qui donne lieu à une boule de matière dense composée principalement de neutrons. Les chercheurs tentent de comprendre les forces qui contrôlent ce processus en créant de la matière dense en laboratoire grâce à des collisions de noyaux riches en neutrons et en prenant des mesures détaillées.
Une équipe de recherche, dirigée par William Lynch et Betty Tsang du Centre de faisceaux d’isotopes rares (FRIB), se concentre sur l’apprentissage des neutrons dans les environnements denses. Lynch, Tsang et leurs collaborateurs ont utilisé 20 ans de données expérimentales provenant d’accélérateurs et d’observations d’étoiles à neutrons pour comprendre comment les particules interagissent dans la matière nucléaire sous une large gamme de densités et de pressions. L’équipe souhaitait déterminer comment le rapport neutrons/protons influence les forces nucléaires dans un système. L’équipe a récemment publié ses conclusions dans Astronomie naturelle.
« En physique nucléaire, nous sommes souvent confinés à l’étude de petits systèmes, mais nous savons exactement quelles particules contiennent nos systèmes nucléaires. Les étoiles nous offrent une opportunité incroyable, car ce sont de grands systèmes dans lesquels la physique nucléaire joue un rôle vital, mais nous ne le savons pas. savoir avec certitude quelles particules se trouvent à l’intérieur », a déclaré Lynch, professeur de physique nucléaire au FRIB et au département de physique et d’astronomie de la Michigan State University (MSU).
« Ils sont intéressants parce que la densité varie considérablement au sein de systèmes aussi vastes. Les forces nucléaires y jouent un rôle dominant, mais nous en savons relativement peu sur ce rôle. »
Lorsqu’une étoile dont la masse est 20 à 30 fois supérieure à celle du soleil épuise son carburant, elle se refroidit, s’effondre et explose en supernova. Après cette explosion, seule la matière située au plus profond de l’intérieur de l’étoile fusionne pour former une étoile à neutrons. Cette étoile à neutrons n’a pas de combustible à brûler et, au fil du temps, elle rayonne sa chaleur restante dans l’espace environnant.
Les scientifiques s’attendent à ce que la matière contenue dans le noyau externe d’une étoile à neutrons froide soit à peu près similaire à la matière contenue dans les noyaux atomiques, mais avec trois différences : les étoiles à neutrons sont beaucoup plus grandes, elles sont plus denses à l’intérieur et une plus grande fraction de leurs nucléons sont des neutrons. Au plus profond du noyau interne d’une étoile à neutrons, la composition de la matière de l’étoile à neutrons reste un mystère.
« Si les expériences pouvaient fournir davantage d’indications sur les forces qui agissent à l’intérieur de leur intérieur, nous pourrions faire de meilleures prédictions de leur composition intérieure et des transitions de phase en leur sein. Les étoiles à neutrons présentent une excellente opportunité de recherche pour combiner ces disciplines », a déclaré Lynch.
Les accélérateurs comme FRIB aident les physiciens à étudier comment les particules subatomiques interagissent dans des conditions exotiques plus courantes dans les étoiles à neutrons. Lorsque les chercheurs comparent ces expériences aux observations d’étoiles à neutrons, ils peuvent calculer l’équation d’état (EOS) des particules interagissant dans des environnements denses à basse température.
L’EOS décrit la matière dans des conditions spécifiques et comment ses propriétés changent avec la densité. La résolution d’EOS pour un large éventail de contextes aide les chercheurs à comprendre les effets de la forte force nucléaire sur les objets denses, comme les étoiles à neutrons, dans le cosmos. Cela nous aide également à en apprendre davantage sur les étoiles à neutrons à mesure qu’elles refroidissent.
« C’est la première fois que nous rassemblons une telle richesse de données expérimentales pour expliquer l’équation d’état dans ces conditions, et c’est important », a déclaré Tsang, professeur de sciences nucléaires à la FRIB. « Des efforts antérieurs ont utilisé la théorie pour expliquer la faible densité et la faible énergie de la matière nucléaire. Nous voulions utiliser toutes les données dont nous disposions grâce à nos expériences précédentes avec les accélérateurs pour obtenir une équation d’état complète. »
Les chercheurs à la recherche de l’EOS le calculent souvent à des températures plus élevées ou à des densités plus faibles. Ils tirent ensuite des conclusions pour le système dans un plus large éventail de conditions. Cependant, les physiciens ont compris ces dernières années qu’un EOS obtenu à partir d’une expérience n’est pertinent que pour une plage spécifique de densités.
En conséquence, l’équipe a dû rassembler les données de diverses expériences d’accélérateurs utilisant différentes mesures de noyaux en collision pour remplacer ces hypothèses par des données. « Dans ce travail, nous avons posé deux questions », a déclaré Lynch. « Pour une mesure donnée, quelle densité cette mesure sonde-t-elle ? Après cela, nous avons demandé ce que cette mesure nous disait sur l’équation d’état à cette densité. »
Dans son récent article, l’équipe a combiné ses propres expériences réalisées sur des accélérateurs aux États-Unis et au Japon. Il a rassemblé des données provenant de 12 contraintes expérimentales différentes et de trois observations d’étoiles à neutrons. Les chercheurs se sont concentrés sur la détermination de l’EOS pour la matière nucléaire allant de la moitié à trois fois la densité de saturation d’un noyau, la densité trouvée au cœur de tous les noyaux stables. En produisant cet EOS complet, l’équipe a fourni de nouvelles références aux communautés plus larges de physique nucléaire et d’astrophysique afin de modéliser plus précisément les interactions de la matière nucléaire.
L’équipe a amélioré ses mesures à des densités intermédiaires que les observations d’étoiles à neutrons ne fournissent pas grâce à des expériences menées au Centre GSI Helmholtz pour la recherche sur les ions lourds en Allemagne, au Centre RIKEN Nishina pour la science basée sur les accélérateurs au Japon et au Laboratoire national du cyclotron supraconducteur (le prédécesseur du FRIB). ). Pour permettre les mesures clés discutées dans cet article, leurs expériences ont contribué à financer les progrès techniques en matière d’acquisition de données pour les cibles actives et les chambres de projection temporelle qui sont utilisées dans de nombreuses autres expériences dans le monde.
Plus d’information:
Chun Yuen Tsang et al, Détermination de l’équation d’état à partir d’expériences nucléaires et d’observations d’étoiles à neutrons, Astronomie naturelle (2024). DOI : 10.1038/s41550-023-02161-z