Les atomes sont constitués de trois éléments : des protons, des neutrons et des électrons. Les électrons sont un type de particule fondamentale, mais les protons et les neutrons sont des particules composites constituées de quarks up et down. Les protons ont 2 hauts et 1 bas, tandis que les neutrons ont 2 bas et 1 haut. En raison de la nature curieuse de la force forte, ces quarks sont toujours liés les uns aux autres, de sorte qu’ils ne peuvent jamais être des particules véritablement libres comme les électrons, du moins dans le vide de l’espace vide. Mais une nouvelle étude en Communications naturelles découvre qu’ils peuvent se libérer au cœur des étoiles à neutrons.
Les étoiles à neutrons sont les restes de grandes étoiles. Il s’agit d’un ultime effort pour empêcher un noyau stellaire de s’effondrer en un trou noir. Une fois que tout le combustible nucléaire d’un noyau dense est épuisé, la seule chose qui peut contrer la gravité est la pression quantique des neutrons. Et c’est là que les choses se compliquent.
Le modèle simple d’une étoile à neutrons suppose que son noyau est rempli de neutrons sur le point de s’effondrer sur eux-mêmes. Ils peuvent se bousculer avec une énergie énorme, mais ce sont toujours des neutrons. Les quarks qu’ils contiennent sont trop étroitement liés pour que les neutrons puissent se briser. Mais certains ont avancé qu’à ce bord gravitationnel, les neutrons peuvent se relâcher, permettant à leurs quarks de s’assembler pour former une sorte de soupe de quarks. Cela signifierait que les étoiles à neutrons pourraient avoir un noyau de quarks dense.
Malheureusement, nous ne pouvons pas mener d’expériences sur les étoiles à neutrons, ni créer le type de matière nucléaire dense d’une étoile à neutrons sur Terre, mais nous avons une idée du comportement de la matière nucléaire dense à travers son équation d’état. Une équation d’état est un moyen de calculer les propriétés globales d’un matériau, et pour les étoiles à neutrons, cette équation d’état est connue sous le nom d’équation de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV). Le seul problème est que le TOV est une équation incroyablement complexe, et si vous l’utilisez pour calculer si les étoiles à neutrons ont un noyau de quarks, la réponse que vous obtenez est… peut-être.
Pour cette nouvelle étude, l’équipe a adopté une approche différente. Au lieu de se lancer dans les calculs de l’équation d’état, ils ont pris des données d’observation sur la masse et la taille des étoiles à neutrons et ont appliqué des statistiques bayésiennes. Cette méthode statistique examine les modèles d’observation et extrapole les scénarios probables d’une manière subtile mais puissante. Dans ce cas, si les étoiles à neutrons ont un noyau de quarks, elles sont alors légèrement plus denses que les étoiles à neutrons sans noyau de quarks. Étant donné que les petites étoiles à neutrons n’ont probablement pas de noyau de quarks, contrairement aux étoiles à neutrons les plus massives, un changement dans la relation masse-densité devrait apparaître dans l’analyse bayésienne.
L’équipe a découvert que les étoiles à neutrons massives, celles dont la masse est supérieure à deux soleils, ont environ 80 à 90 % de chances d’avoir un noyau de quark. Il semble que la vraie question n’est pas de savoir si les étoiles à quarks existent, mais plutôt où se situe la transition entre les étoiles à quarks et les étoiles à neutrons ordinaires.
Pour être honnête, cette analyse reposait sur un échantillon de données assez restreint. Nous ne connaissons actuellement ni la masse ni le rayon de la plupart des étoiles à neutrons, mais cela changera avec le temps. Avec plus de données, nous devrions être en mesure de déterminer le déphasage critique entre la matière des quarks et la matière dense des neutrons. Mais pour l’instant, nous pouvons être quasiment certains que certaines étoiles à neutrons sont bien plus étranges que nous l’avions imaginé.