VULGARISATION SCIENTIFIQUE

GRAND PUBLIC

Etonnants infinis

" La masse de la lune dans une cuillère à soupe "

Depuis la récente détection d’ondes gravitationnelles lors de la fusion de deux étoiles à neutrons par la collaboration LIGO-VIRGO , les étoiles à neutrons ont été propulsées sur le devant de la scène : mais que savons-nous de ces astres si particuliers qui, tout en ayant une extension spatiale comparable à celle de la ville de Marseille,  peuvent être le siège de champs gravitationnels si intenses qu’ils ont pu être décelés  de la lointaine galaxie NGC 4993 dans la constellation de l’Hydra à 130 millions d’année lumière de notre terre, par de minuscules oscillations de nos interféromètres ?

Francesca Gulminelli

Première observation de la coalescence de deux étoiles à neutrons, avec les signaux gravitationnel et électromagnétique associés. National Science Foundation/LIGO/Sonoma State University/A. Simonnet.)
Première observation de la coalescence de deux étoiles à neutrons, avec les signaux gravitationnel et électromagnétique associés. National Science Foundation/LIGO/Sonoma State University/A. Simonnet.)

Tel un phénix cosmique, l’étoile à neutrons née des cendres des étoiles mortes, quand celles-ci dépassent la masse d’à peu près dix étoiles comparables à notre soleil.  Quand de telles étoiles ont entièrement brulé leur combustible nucléaire, l’un des phénomènes le plus spectaculaires de notre cosmos a lieu : les cendres de cette combustion, constituées pour l’essentiel par des atomes de Fer, sont tellement massives qu’elles s’effondrent sous le poids de leur propre gravité, menaçant de faire disparaître à toujours le résidu d’étoile ainsi que ses systèmes planétaires, dans les profondeurs insaisissables d’un trou noir . Mais dans nombre de cas, et selon une dynamique qui n’est pas entièrement comprise, l’interaction forte entre les noyaux d’atomes en chute libre est suffisamment importante pour inverser la dynamique du collapse : la matière  rebondit, et ce rebond engendre une onde de choc qui expulse violemment l’énergie gravitationnelle accumulée lors de l’effondrement, ainsi que les couches plus extérieures de l’étoile qui n’étaient pas encore dissociées, et éparpille  ainsi dans le cosmos des éléments complexes, poussières qui seront réutilisés pour construire des nouvelles étoiles, et avec elles des nouveaux systèmes planétaires. On peut essayer de visualiser l’extrême violence de l’événement en sachant que sa luminosité est comparable à celle de cent milliards d’étoiles, c’est-à-dire à la luminosité d’une galaxie toute entière : quand Betelgeuse, l’étoile la plus brillante de la constellation d’Orion, à quelques 650 années-lumière de chez nous, explosera en supernova, l’événement sera visible en plein jour pendant plusieurs jours (mais 650 année plus tard, bien évidemment…) !

C’est cette observation par le détecteur Kamiokande qui a permis pour la première fois de démontrer la véridicité des oscillations neutrino, et ouvrir ainsi une large avenue vers la nouvelle physique au-delà du modèle standard

Ces images, largement confirmées par les observations et les modélisations, ne donnent pourtant qu’une idée très incomplète de l’événement : les modèles théoriques nous assurent que l’énergie utilisée par l’onde de choc et le flash lumineux ne correspond qu’à moins du 1% des quelques 1046 Joules d’énergie gravitationnelle accumulée dans le collapse, le restant étant expulsé sous forme de neutrinos. Si une poignée de ces événements ont été répertoriés par les astronomes et les historiens de toute la planète depuis la première observation en Chine en 182 AC, la plupart des informations observationnelles que nous avons sur le phénomène vient de la première et pour l’instant unique détection avec des instruments modernes et un esprit multi-messager : il s’agit de SN1987a, une célébrissime supernova observée à  la fois dans son spectre électromagnétique et dans son émission neutrino dans une galaxie proche, le Grand Nuage de Magellan . C’est cette observation par le détecteur Kamiokande qui a permis pour la première fois de démontrer la véridicité des oscillations neutrino, et ouvrir ainsi une large avenue vers la nouvelle physique au-delà du modèle standard. Aujourd’hui, des grands projets internationaux comme DUNE, Hyper-K et Halo1kT attendent de pied ferme une nouvelle détection : les théoriciens estiment qu’un événement de ce genre devrait se produire en moyenne tous les 50 ans dans notre galaxie, mais bien sûr les potentialités de découverte augmentent avec la sensibilité des instruments qui permettent de sonder les régions de plus en plus éloignées de l’espace. Du point de vue théorique, la possibilité d’extraire du signal neutrino des informations fondamentales sur sa nature ou ses propriétés, repose entièrement sur la fiabilité et précision avec laquelle nous sommes capables de modéliser les interactions des neutrinos avec la matière de supernova, extrêmement dense, souvent non uniforme, ainsi que les processus élémentaires qui produisent les neutrinos au départ, à savoir la capture électronique par les noyaux. Voici l’un des nombreux terrains où la microphysique des réactions nucléaires et la macrophysique des évolutions hydrodynamiques sous large échelle se rencontrent et travaillent main dans la main pour joindre les deux bouts du ruban doré des Deux Infinis. Nous en citerons bien d’autres !

Quatre petites cuillères d’étoile à neutron dans votre tasse … et vous avez autant de matière que dans la lune entière dans votre thé

Bien plus discret, mais encore plus étonnant que le grand bruit fracassant d’une explosion de supernova, est le petit objet sombre et compact qui reste en tant que résidu de l’explosion : l’étoile à neutrons. Cet astre extraordinaire est le siège de tous les excès et, encore plus que la supernova, le terrain de jeu privilégié des théoriciens et astrophysiciens qui cherchent à comprendre les conditions extrêmes d’existence de la matière. Au grand Guinness des records du Cosmos, l’étoile à neutrons n’accumule que des médailles d’or. Considérée comme une étoile, car elle n’est rien d’autre que le résidu de l’explosion d’une étoile visible, et reste détectable avec extrême précision par le rayonnement électromagnétique qu’elle émet, sa taille (de l’ordre d’une dizaine de kilomètres) est comparable à celle d’un astéroïde, bien que sa masse égalise ou dépasse celle de notre soleil. Quatre petites cuillères d’étoile à neutron dans votre tasse … et vous avez autant de matière que dans la lune entière dans votre thé. 

Courbe de lumière enregistrée pendant les 8 jours suivant l’événement multi-messager de 2017, montrant que la coalescence d’étoiles à neutrons est bien le site principal du processus r de production d’éléments lourds dans l’univers. Tiré de R.M.Drout et al , Science, 16 Octobre 2017
Courbe de lumière enregistrée pendant les 8 jours suivant l’événement multi-messager de 2017, montrant que la coalescence d’étoiles à neutrons est bien le site principal du processus r de production d’éléments lourds dans l’univers. Tiré de R.M.Drout et al , Science, 16 Octobre 2017

L’idée d’un astre à température avoisinant le zéro absolu, qui pourrait être composé entièrement de neutrons, à une densité telle que la pression gravitationnelle puisse être entièrement contrebalancée par la pression quantique de point zéro et la partie répulsive de la force nucléaire, fut émise dès 1934 par W.Baade et F.Zwicky, peu après la découverte du neutron. Il s’agissait à cette époque essentiellement d’un exercice de la pensée, car il n’était pas du tout clair d’où pourraient venir tous ces neutrons : en effet l’univers est composé pour l’essentiel d’hydrogène, et le neutron est une particule instable qui se transforme en proton au bout de quelques minutes ! 

La première détection d’étoile à neutron date de 1967 par la célèbre astrophysicienne Jocelyn Bell, qui préparait sa thèse doctorale à l’Université de Cambridge à l’époque. L’observation de pulses radio temporellement espacés de façon parfaitement régulière, à partir d’une région de l’espace où aucun candidat en lumière pouvait être observé, était si perturbante que l’opération fut appelée LGM (« Little Green Man ») et initialement gardée sous secret militaire pour les possibles implications en termes de communication avec une vie intelligente extraterrestre.

Aujourd’hui nous savons que le caractère périodique des impulsions radio est dû à la présence de champs magnétique faramineux sur la surface des astres, champs que nous pensons peuvent atteindre le million de milliards de Gauss dans leur intérieur (par comparaison, le champ magnétique terrestre est de l’ordre de la moitié d’un Gauss). Ces champs magnétiques inégalés dans le cosmos, dont l’origine est encore sujet de vaste débat, concentrent le rayonnement de l’étoile le long des lignes des champs proches de l’axe de rotation de l’astre, qui se comporte ainsi comme un phare. La mesure de la période des pulses et de sa variation nous permet donc de connaitre la période de rotation de l’étoile. Et sans surprise nous savons aujourd’hui que les objets qui tournent le plus vite dans notre galaxie, avec une vitesse à l’équateur de l’ordre du quart de la vitesse de la lumière, ainsi que les étoiles les plus rapides, avec des vitesses qui dépassent les mille km par seconde, sont toutes des étoiles à neutrons ! 

Il serait constitué d’une matière inédite ailleurs dans l’univers

Que des larges classes d’objets, classifiés différemment par les astronomes selon les caractéristiques de leur rayonnement en pulsar, magnetars, binaires X, répéteurs de gamma mous…., soient  tous des étoiles à neutrons, dans des phases différentes de leurs vie et dans des environnements différents, est aussi aujourd’hui largement acquis grâce au travail des théoriciens nucléaires qui ont pu expliquer tous les phénomènes observés dans le cadre d’une même modélisation de l’astre.  Il serait constitué d’une matière inédite ailleurs dans l’univers: un plasma quantique en forte interaction où protons, électrons et neutrons se trouvent dans un état d’équilibre par rapport à toutes les réactions nucléaires. 

Dans la compréhension de la structure interne de l’étoile à neutrons, la collaboration continue et étroite entre les observateurs et les théoriciens nucléaires est une success-story  presque sans ombres. Un exemple probant est celui de la mesure des masses. En effet, nombre de ces astres se retrouvent dans des systèmes binaires, soit avec une autre étoile à neutrons, ou avec une étoile « traditionnelle » que l’on peut suivre dans ses mouvements orbitaux avec les méthodes astronomiques standards. L’interprétation de la trajectoire de l’étoile compagne donnée par les lois de Kepler, corrigées pour prendre en compte les effets de relativité générale, permettent d’estimer avec une précision de seulement quelques percent la masse de l’étoile à neutron. Or, le principe même de l’équilibre impose que, pour un rayon donné, la masse de l’astre soit exclusivement déterminée par la pression interne exercée par ses constituants, appelée « équation d’état ». C’est ainsi que les modèles de physique nucléaire qui permettent d’estimer l’équation d’état peuvent être confrontés directement avec les mesures observationnelles d’étoiles à neutrons. Pour ne citer qu’un seul exemple des découvertes foisonnantes des dernières années, ces observations ont déjà permis d’exclure une contribution importante de particules étranges (kaons, hypérons) dans le cœur des étoiles à neutrons.

La confirmation la plus spectaculaire de la qualité des prédictions théoriques concerne la très médiatisée découverte d’ondes gravitationnelles lors de la fusion de deux étoiles à neutrons, le 17 aout 2017. 

L’existence même d’un tel signal, sa modification dans les dernières secondes avant la fusion, modification due à la déformation de marée des deux corps massifs à très petite distance, et surtout le signal électromagnétique associé sous forme de sursaut gamma et X dans les secondes qui ont suivi la fusion, tous ces signaux étaient prédits par la théorie depuis des nombreuses années. Encore plus spectaculaire, l’observation combinée de lumière dans le visible par un grand nombre de télescopes terrestres de par le monde a permis de confirmer le scenario de « kilonova », selon lequel une grande partie de la synthèse des éléments riches en neutrons plus lourds que le Fer, nommé processus « r »,  serait produite par capture rapide des neutrons dans le cœur de l’étoile sur les noyaux de Fer qui en composent la surface solide, capture permise par les grandes densités et températures mises en jeu lors de la fusion.

Un prochain défi de taille concerne la possible présence de matière déconfinée, à savoir un plasma de quarks et gluons, tel qu’il a seulement existé au tout début de notre univers et cherche à être reproduit de façon éphémère dans les collisioneurs à très haute énergie . Les observations combinées de masses et rayons permettront probablement de répondre à cette question dans un avenir très proche. Une fois clarifiée la composition du cœur des étoiles à neutrons, l‘anatomie précise de l’équation d’état nous permettra d’adresser des questions encore plus fondamentales, telle la viabilité des différentes théories de gravité alternative. 

Dans ce vaste projet d’étude de la matière hyper-dense, les deux infinis se côtoient continuellement et s’enrichissent mutuellement.

Du côté de l’infiniment petit nous pouvons citer l’effort combiné des expériences de laboratoire sur la matière de noyau telles que la mesure du rayon de charge du noyau de Plomb et les mouvements collectifs lors de collisions d’ions lourds, ainsi que le progrès constant de la fiabilité des calculs nucléaires ab-initio. Les modèles de plus en plus précis qui découlent de ces études pourront être confrontés à nombre d’observations qui viennent du macro-cosme : une plus grande statistique des observations d’événements de fusion par les nouvelles campagnes LIGO-VIRGO, l’analyse combinée des émission X pour les mesures des rayons par NICER, et surtout les observations par le nouveau projet Einstein Télescope des ondes gravitationnelles émises par l’étoile à neutrons super massive et très fortement déformée qui résulte de la coalescence.

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