Skyrme-Hartree-Fock-Bogoliubov mass models on a 3D mesh: V. The N2LO extension of the Skyrme EDF

L'univers est construit à partir d'une vaste collection de petits noyaux lourds appelés noyaux atomiques, qui siègent au cœur de chaque atome. Bien que nous puissions voir les effets de ces noyaux dans les étoiles et la matière qui nous entoure, nous ne pouvons pas voir les noyaux eux-mêmes directement. Pour comprendre comment ils tiennent ensemble, comment ils se brisent et comment ils se comportent sous la pression écrasante d'une étoile mourante, les scientifiques s'appuient sur des cartes théoriques. Ces cartes ne sont pas dessinées avec de l'encre et du papier, mais avec des règles mathématiques qui décrivent les forces invisibles entre les protons et les neutrons. Les cartes les plus réussies jusqu'à présent ont été construites sur un cadre appelé fonctionnelle de densité d'énergie de Skyrme. Considérez ce cadre comme un ensemble d'instructions qui dit à un ordinateur comment calculer l'énergie d'un noyau en fonction de la disposition de ses particules. Pendant des décennies, ces instructions ont été suffisantes pour prédire le poids de nombreux atomes connus, mais elles ont eu du mal à expliquer les environnements les plus extrêmes du cosmos, tels que l'intérieur des étoiles à neutrons, où la matière est si étroitement compactée qu'une seule cuillère à café pèserait des milliards de tonnes.

Une équipe de chercheurs de Belgique, d'Allemagne et de France a maintenant mis à jour ces instructions avec un ensemble de règles plus sophistiquées, créant un nouveau modèle appelé BSkG5. Ce modèle est la première tentative à grande échelle d'appliquer une approche de « l'ordre suivant-suivant-le-premier » au problème. En termes plus simples, alors que les versions précédentes de la carte utilisaient un ensemble de règles basiques pour décrire l'interaction des particules, cette nouvelle version ajoute des couches de complexité qui tiennent compte de la manière dont les particules se déplacent et changent de forme avec un détail beaucoup plus fin. Les chercheurs n'ont pas seulement ajusté les chiffres ; ils ont fondamentalement changé la structure des équations pour inclure des termes qui décrivent des interactions impliquant jusqu'à quatre couches de mouvement différentes. Cela leur a permis de construire un modèle qui est tout aussi précis pour prédire le poids des atomes connus que les meilleures versions précédentes, mais avec une différence cruciale : il décrit également correctement le comportement de la matière à l'intérieur des étoiles à neutrons.

Le défi auquel l'équipe a été confrontée était que les anciennes règles fonctionnaient bien pour les atomes sur Terre mais échouaient lorsqu'elles étaient appliquées à la matière dense d'une étoile à neutrons. Les tentatives précédentes pour corriger cela consistaient à ajouter des termes supplémentaires, quelque peu maladroits, aux équations, ce qui rendait les mathématiques difficiles à manipuler et entraînait parfois des résultats instables. Le nouveau modèle BSkG5 résout ce problème en utilisant les règles d'ordre supérieur plus complexes pour atteindre la même stabilité et précision sans avoir besoin de ces termes supplémentaires maladroits. En fait, le nouveau modèle est plus efficace, utilisant deux nombres réglables de moins que son prédécesseur immédiat tout en correspondant aux données expérimentales avec une grande précision. Testé contre les masses connues de 2 457 noyaux atomiques différents, les prédictions du modèle présentaient un écart quadratique moyen de 0,649 MeV, un niveau de précision qui rivalise avec les meilleurs outils existants. Il a également prédit correctement la taille des noyaux atomiques et l'énergie nécessaire pour diviser les atomes lourds, ce qui est vital pour comprendre la fission nucléaire.

L'une des réalisations les plus significatives de ce travail est la façon dont il comble le fossé entre le monde minuscule du noyau atomique et le monde massif de l'étoile à neutrons. Les chercheurs ont découvert que leur nouveau modèle produit une équation d'état « raide » pour la matière de neutrons pure. En physique, cela signifie que lorsque vous comprimez la matière de neutrons, elle résiste à la compression avec une force assez forte pour soutenir une étoile à neutrons ayant une masse deux fois supérieure à celle de notre Soleil. C'est une exigence critique car les astronomes ont observé des étoiles à neutrons ayant exactement cette masse, et les anciens modèles prédisaient souvent que de telles étoiles lourdes s'effondreraient sous leur propre gravité. Le nouveau modèle parvient à cela sans enfreindre les lois de la physique ou nécessiter des vitesses impossibles pour les ondes sonores voyageant à travers l'étoile. Il réconcilie avec succès le besoin d'une étoile lourde et stable avec le besoin d'une description précise des atomes les plus légers, un exploit que les modèles précédents ne pouvaient pas accomplir simultanément.

Pour s'assurer que le modèle était robuste, l'équipe l'a testé dans des scénarios extrêmes allant au-delà du simple calcul du poids d'un atome. Ils ont simulé la façon dont un noyau lourd comme le plomb-208 vibre lorsqu'il est frappé par une lumière à haute énergie, et ils ont calculé comment un noyau en rotation rapide et déformé se comporterait. Dans les deux cas, le modèle est resté stable et a produit des résultats physiquement raisonnables, montrant que les nouvelles règles complexes ne font pas s'effondrer les calculs. Ils ont également utilisé le modèle pour simuler la création d'éléments lourds lors de la collision de deux étoiles à neutrons, un processus connu sous le nom de processus r. Les résultats ont montré que le nouveau modèle prédit l'abondance des éléments dans l'univers d'une manière très similaire aux anciens modèles, suggérant que les nouvelles règles ne perturbent pas notre compréhension de la façon dont le cosmos est rempli de métaux lourds comme l'or et l'uranium.

Ce travail représente une démonstration pratique que ces formes mathématiques hautement complexes peuvent être utilisées pour des calculs réels impliquant des milliers d'atomes différents et des conditions astrophysiques extrêmes. Bien que le modèle ne soit pas parfait — il éprouve encore des difficultés avec le moment cinétique précis de certains noyaux impairs — il prouve que la voie à suivre pour la théorie nucléaire réside dans ces descriptions plus détaillées et d'ordre supérieur. Les chercheurs notent que leur modèle mène naturellement à une description du mouvement des particules qui change avec la température et la densité, une caractéristique qui n'était auparavant présente que dans des types de modèles plus compliqués. Cela ouvre la porte à des études futures sur la façon dont la matière se comporte dans les environnements chauds et denses des étoiles en explosion et des collisions d'étoiles à neutrons. En affinant la carte du noyau atomique, l'équipe a fourni un outil qui est à la fois assez précis pour la physique de laboratoire et assez robuste pour décrire les objets les plus extrêmes de l'univers.