Hybrid Stars with Different Amount of Quark Matter

Au plus profond du cosmos, bien au-delà de la portée de tout télescope ou engin spatial, se trouvent les laboratoires les plus extrêmes de l'univers : les étoiles à neutrons. Ce sont les cœurs effondrés d'étoiles massives qui sont mortes, écrasés jusqu'à ce qu'une seule cuillère à café de leur matière pèserait aussi lourd qu'une montagne. À l'intérieur de ces restes stellaires, la matière est comprimée si étroitement qu'elle défie les règles que nous observons dans la vie quotidienne. Au centre même, là où la pression est inimaginable, les atomes eux-mêmes pourraient se désagréger. Les protons et les neutrons qui maintiennent habituellement la matière ensemble pourraient se dissoudre en une soupe de leurs blocs de construction plus petits, appelés quarks. Cet état hypothétique de la matière, où les quarks errent librement plutôt que d'être enfermés à l'intérieur des particules, est appelé matière de quarks. S'il existe, il formerait une étoile hybride — un objet cosmique doté d'un cœur de matière de quarks exotique entouré d'une couche de matière nucléaire normale. Comprendre si ces étoiles existent, et à quoi elles ressemblent, est l'un des grands défis de l'astrophysique moderne, car cela révélerait comment la nature se comporte dans les conditions les plus intenses possibles.

Pendant des années, les scientifiques ont tenté de reconstituer la structure interne de ces étoiles en combinant des modèles théoriques avec des observations réelles. Ils disposent de données provenant de télescopes qui observent les rayons X rebondissant sur la surface des étoiles à neutrons, et ils disposent de données provenant de détecteurs d'ondes gravitationnelles qui écoutent les ondulations de l'espace-temps causées par la collision de deux étoiles à neutrons. Dans une étude récente, une équipe de chercheurs de l'Université de Coimbra, au Portugal, a revisité ce casse-tête. Ils avaient précédemment créé un ensemble de modèles suggérant que les étoiles à neutrons les plus lourdes devaient contenir de grands cœurs de cette matière de quarks exotique. Cependant, leur nouveau travail posait une question différente : et si les cœurs de quarks étaient beaucoup plus petits, ou même à peine présents ? En assouplissant l'exigence stricte selon laquelle les cœurs devaient être énormes, ils ont généré un nouvel ensemble de possibilités qui s'aligne bien mieux avec les dernières mesures astronomiques.

Les chercheurs ont utilisé une méthode statistique puissante pour passer au crible des milliers de scénarios possibles. Ils ont commencé avec deux ingrédients principaux pour leurs modèles : une description de la matière normale présente dans les couches extérieures de l'étoile, et une description de la potentielle matière de quarks au centre. Ils ont ensuite testé ces modèles par rapport à une liste de contrôle rigoureuse de données réelles. Cette liste comprenait les propriétés connues de la matière nucléaire, les masses et tailles précises de plusieurs étoiles à neutrons spécifiques observées par le télescope à rayons X NICER, ainsi que les détails de la collision entre deux étoiles à neutrons détectée par les observatoires LIGO et Virgo. Dans leur travail précédent, ils avaient forcé les modèles à produire des étoiles avec des cœurs de quarks massifs, ce qui poussait la transition de la matière normale vers la matière de quarks à des densités relativement basses. Dans cette nouvelle étude, ils ont supprimé cette restriction spécifique. Ils exigeaient toujours que les étoiles les plus lourdes possèdent de la matière de quarks à l'intérieur, mais ils ont permis que la taille de ce cœur puisse varier de minuscule à grande, laissant les données décider de ce qui était le plus probable.

Les résultats de cette nouvelle approche ont été frappants. Les modèles permettant de plus petits cœurs de quarks, que l'équipe a baptisés l'ensemble « SmallQ », produisaient des étoiles à neutrons légèrement plus petites en rayon et moins déformables que celles de leurs modèles précédents. Cela rendait les nouveaux modèles bien plus adaptés aux observations réelles du télescope NICER et aux données d'ondes gravitationnelles. Dans les modèles précédents avec de grands cœurs, la transition vers la matière de quarks se produisait à une densité environ deux à deux fois et demie la densité des noyaux atomiques normaux. Dans les nouveaux modèles, plus réussis, cette transition a été repoussée beaucoup plus profondément dans l'étoile, se produisant à des densités comprises entre trois et quatre fois et demie la densité nucléaire normale. Ce retard dans la transition signifie que la couche de matière normale de l'étoile est plus épaisse, et que le cœur exotique est plus petit ou, dans certains cas, presque inexistant, même dans les étoiles les plus lourdes.

Ce changement dans le calendrier de la transition de phase a également modifié la composition interne des étoiles. Dans les modèles avec de grands cœurs, la matière de quarks était dominée par les quarks up et down. Dans les nouveaux modèles avec des cœurs plus petits, les quarks strange — un type de quark plus lourd — sont devenus beaucoup plus abondants, constituant une fraction plus importante de la composition du cœur. Curieusement, les nouveaux modèles suggèrent que certaines des étoiles à neutrons les plus lourdes, celles pesant deux fois autant que notre Soleil, pourraient ne contenir que très peu ou pas du tout de matière de quarks. Cela remet en question l'idée que les étoiles les plus lourdes doivent nécessairement être dominées par la matière exotique. Au lieu de cela, cela suggère que la transition vers la matière de quarks est un événement rare qui ne se produit que sous une pression extrême, ou peut-être pas du tout dans certaines des étoiles les plus lourdes que nous avons observées.

L'étude a également examiné comment la taille d'une étoile à neutrons change à mesure que sa masse augmente. Pour les étoiles composées uniquement de matière normale, le rayon a tendance à rétrécir à mesure que l'étoile devient plus lourde. Pour les étoiles possédant de la matière exotique, la relation peut être plus complexe. Les chercheurs ont constaté que, dans leur nouvel ensemble de modèles, un nombre important d'étoiles présentaient encore une pente positive dans leur relation masse-rayon à des masses plus faibles, ce qui signifie qu'elles devenaient légèrement plus grandes à mesure qu'elles prenaient du poids. Cependant, à une masse de 1,8 fois celle du Soleil, la vaste majorité de ces modèles revenait au comportement attendu de rétrécissement. C'est une distinction cruciale car, dans leurs modèles précédents avec de grands cœurs, une pente positive était courante même à ces masses élevées. Le fait que les nouveaux modèles présentent majoritairement le comportement de rétrécissement standard à des masses élevées, tout en s'ajustant aux données d'observation, suggère que la présence d'un grand cœur de quarks n'est pas nécessaire pour expliquer les étoiles que nous voyons.

En fin de compte, ce travail affine notre compréhension de la matière la plus dense de l'univers. En permettant la taille du cœur de quarks de varier librement plutôt que de la forcer à être grande, les chercheurs ont trouvé un ensemble de modèles qui sont plus cohérents avec l'univers tel que nous l'observons. Ces modèles suggèrent que si la matière de quarks existe dans le cœur des étoiles à neutrons, elle est probablement confinée dans une petite région au centre même, n'apparaissant que lorsque la densité atteint des niveaux extrêmes. Les conclusions ne rejettent pas l'existence de la matière de quarks, mais elles suggèrent que la transition vers cet état exotique est plus difficile à atteindre que ce que l'on pensait auparavant. À mesure que les astronomes recueillent des données plus précises sur la taille et la masse des étoiles à neutrons, ces modèles affinés serviront de guide critique, aidant à déterminer si les cœurs de ces géants cosmiques sont faits de ces quarks étranges et libres qui ont longtemps été théorisés, ou s'ils restent composés entièrement de la matière familière qui constitue notre propre monde.