Simulation NASA d'un pulsar. (Centre de vol spatial Goddard de la NASA) L'une des étoiles les plus extrêmes de la Voie lactée est devenue encore plus folle.
Des scientifiques ont mesuré la masse d'un étoile à neutrons nommée PSR J0952-0607, et a découvert qu'il s'agissait de l'étoile à neutrons la plus massive découverte à ce jour, atteignant 2,35 fois la masse du Soleil.
Si cela est vrai, cela est très proche de la limite de masse supérieure théorique de environ 2,3 masses solaires pour les étoiles à neutrons, représentant un excellent laboratoire pour étudier ces étoiles ultra-denses que l'on pense au bord de l'effondrement, dans l'espoir de mieux comprendre l'étrange état quantique de la matière dont elles sont constituées.
'Nous savons à peu près comment la matière se comporte aux densités nucléaires, comme dans le noyau d'un atome d'uranium', a déclaré l'astrophysicien Alex Filippenko de l'Université de Californie, Berkeley.
'Une étoile à neutrons est comme un noyau géant, mais lorsque vous avez une masse solaire et demie de ce truc, soit environ 500 000 masses terrestres de noyaux tous accrochés ensemble, on ne sait pas du tout comment ils se comporteront.'
Les étoiles à neutrons sont les noyaux effondrés d'étoiles massives qui avaient entre 8 et 30 fois la masse du Soleil, avant qu'elles ne deviennent supernova et n'emportent la majeure partie de leur masse dans l'espace.
Ces noyaux, qui ont tendance à représenter environ 1,5 fois la masse du Soleil, sont parmi les objets les plus denses de l'Univers ; la seule chose plus dense est un trou noir .
Leur masse est entassée dans une sphère d'environ 20 kilomètres (12 miles) de diamètre ; à cette densité, les protons et les électrons peuvent se combiner en neutrons. La seule chose qui empêche cette boule de neutrons de s'effondrer dans un trou noir est la force qu'il leur faudrait pour occuper les mêmes états quantiques, appelés pression de dégénérescence.
À certains égards, cela signifie que les étoiles à neutrons se comportent comme des noyaux atomiques massifs. Mais ce qui se passe à ce point de basculement, où les neutrons forment des structures exotiques ou se fondent en une soupe de particules plus petites, est difficile à dire.
PSR J0952-0607 était déjà l'une des étoiles à neutrons les plus intéressantes de la Voie lactée. C'est ce qu'on appelle un presser – une étoile à neutrons qui tourne très vite, avec des jets de rayonnement émis depuis les pôles. Au fur et à mesure que l'étoile tourne, ces pôles passent devant l'observateur (nous) à la manière d'un phare cosmique, de sorte que l'étoile semble pulser.
Ces étoiles peuvent être incroyablement rapides, leur taux de rotation à l'échelle de la milliseconde. Le PSR J0952-0607 est le deuxième pulsar le plus rapide de la Voie lactée, avec une rotation époustouflante de 707 fois par seconde. (Le plus rapide n'est que légèrement plus rapide, avec un taux de rotation de 716 fois par seconde .)
C'est aussi ce qu'on appelle un pulsar 'veuve noire'. L'étoile est sur une orbite proche avec un compagnon binaire - si proche que son immense champ gravitationnel attire la matière de l'étoile compagnon. Ce matériau forme un disque d'accrétion qui tourbillonne et alimente l'étoile à neutrons, un peu comme de l'eau tourbillonnant autour d'un drain. Le moment angulaire du disque d'accrétion est transféré à l'étoile, provoquant une augmentation de sa vitesse de rotation.
Une équipe dirigée par l'astrophysicien Roger Romani de l'Université de Stanford a voulu mieux comprendre comment le PSR J0952-0607 s'inscrivait dans la chronologie de ce processus. L'étoile compagne binaire est minuscule, moins de 10 % de la masse du Soleil. L'équipe de recherche a fait des études minutieuses du système et de son orbite et a utilisé ces informations pour obtenir une nouvelle mesure précise du pulsar.
Leurs calculs ont donné un résultat de 2,35 fois la masse du Soleil, plus ou moins 0,17 masse solaire. En supposant une masse de départ d'étoile à neutrons standard d'environ 1,4 fois la masse du Soleil, cela signifie que le PSR J0952-0607 a aspiré jusqu'à l'équivalent d'un Soleil de matière de son compagnon binaire. Selon l'équipe, il s'agit d'informations vraiment importantes à avoir sur les étoiles à neutrons.
«Cela fournit certaines des contraintes les plus fortes sur la propriété de la matière à plusieurs fois la densité observée dans les noyaux atomiques. En effet, de nombreux modèles autrement populaires de la physique de la matière dense sont exclus par ce résultat,' Le romani a expliqué .
«Une masse maximale élevée pour les étoiles à neutrons suggère qu'il s'agit d'un mélange de noyaux et de leurs quarks up et down dissous jusqu'au cœur. Cela exclut de nombreuses propositions États de la matière , en particulier ceux avec une composition intérieure exotique.'
Le binaire montre également un mécanisme par lequel isolé pulsars , sans compagnons binaires, peuvent avoir des taux de rotation en millisecondes. Le compagnon de J0952-0607 est presque parti ; une fois qu'il est entièrement dévoré, le pulsar (s'il n'est pas basculé au-dessus de la limite de masse supérieure et s'effondre davantage dans un trou noir) conservera sa vitesse de rotation incroyablement rapide pendant un certain temps.
Et il sera seul, comme tous les autres pulsars millisecondes isolés.
«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, il devient maintenant incroyablement énergisé et un vent de particules commence à sortir de l'étoile à neutrons. Ce vent frappe alors l'étoile donneuse et commence à enlever 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. Filippenko a dit .
'Donc, c'est ainsi que des pulsars solitaires millisecondes pourraient être formés.' Ils n'étaient pas tous seuls au départ – ils devaient être dans un couple binaire – mais ils ont peu à peu fait disparaître leurs compagnons, et maintenant ils sont solitaires.
La recherche a été publiée dans Les lettres du journal astrophysique .