Ce pulsar “Black Widow” qui bat tous les records est l’étoile à neutrons la plus massive de tous les temps

L’une des étoiles les plus extrêmes de la Voie lactée est devenue encore plus folle.

Les scientifiques ont mesuré la masse d’une étoile à neutrons nommée PSR J0952-0607 et ont découvert qu’il s’agissait de l’étoile à neutrons la plus massive jamais découverte, atteignant 2,35 fois la masse du Soleil.

Si c’est vrai, c’est très proche de la limite supérieure de masse théorique d’environ 2,3 masses solaires pour les étoiles à neutrons, ce qui représente un excellent laboratoire pour étudier ces étoiles ultra-denses à ce que nous pensons être au bord de l’effondrement, dans l’espoir de gagner une meilleure compréhension de l’étrange état quantique de la matière à partir de laquelle ils sont fabriqués.

“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 à Berkeley.

“Une étoile à neutrons est comme un noyau géant, mais si vous avez une masse solaire et demie de ce truc, ce qui équivaut à environ 500 000 masses terrestres de noyaux tous collés ensemble, on ne sait pas du tout comment ils vont se comporter. “

Les étoiles à neutrons sont les noyaux effondrés d’étoiles massives qui avaient entre 8 et 30 fois la masse du Soleil avant de devenir des supernovae et d’envoyer la majeure partie de leur masse dans l’espace.

Ces noyaux, généralement d’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 de seulement 20 kilomètres (12 milles) ou plus de large ; à cette densité, les protons et les électrons peuvent se combiner pour former des neutrons. La seule chose qui empêche cette boule de neutrons de tomber dans un trou noir est la force nécessaire pour occuper les mêmes états quantiques, appelée 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 pulsar – ​​une étoile à neutrons qui tourne très rapidement, avec des rayons de rayonnement émis par les pôles. Lorsque l’étoile tourne, ces pôles se balancent devant l’observateur (nous) à la manière d’un phare cosmique, de sorte que l’étoile semble palpiter.

Ces étoiles peuvent être incroyablement rapides, leur vitesse de rotation à l’échelle de la milliseconde. Le PSR J0952-0607 est le deuxième pulsar le plus rapide de la galaxie, tournant 707 fois par seconde. (Le plus rapide n’est que légèrement plus rapide, avec une vitesse de rotation de 716 fois par seconde.)

C’est aussi ce qu’on appelle un pulsar “veuve noire”. L’étoile est en orbite proche avec une étoile binaire – si proche que l’immense champ gravitationnel attire la matière de l’étoile compagne. Ce matériau forme un disque d’accrétion qui tourne et se nourrit de l’étoile à neutrons, un peu comme de l’eau tourbillonnant autour d’un drain. Le moment cinétique du disque d’accrétion est transféré à l’étoile, augmentant la 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’inscrit dans la chronologie de ce processus. L’étoile binaire est petite, 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 lecture précise du pulsar.

Leurs calculs ont donné un résultat de 2,35 fois la masse du soleil, plus ou moins 0,17 masses solaires. En supposant une étoile à neutrons standard avec une masse de départ d’environ 1,4 fois la masse du Soleil, cela signifie que le PSR J0952-0607 a englouti jusqu’à un Soleil entier de matière de son compagnon binaire. Selon l’équipe, il s’agit d’informations vraiment importantes sur les étoiles à neutrons.

“Cela impose certaines des contraintes les plus fortes sur la propriété de la matière, qui est plusieurs fois la densité observée dans les noyaux atomiques. En effet, de nombreux modèles autrement populaires de physique de la matière dense sont exclus par ce résultat”, a expliqué Romani.

“Une masse maximale élevée pour les étoiles à neutrons suggère qu’il s’agit d’un mélange de noyaux et de leurs quarks dissous de haut en bas jusqu’au noyau. Cela exclut de nombreux états proposés de la matière, en particulier ceux avec une composition interne exotique.”

Le binaire montre également un mécanisme par lequel des pulsars isolés, sans compagnons binaires, peuvent avoir des millisecondes de vitesses de rotation. Le compagnon de J0952-0607 est presque parti ; une fois complètement dévoré, le pulsar (s’il n’est pas incliné au-dessus de la limite de masse supérieure et s’effondre davantage dans un trou noir) maintiendra sa vitesse de rotation incroyablement élevée pendant un certain temps encore.

Et il sera seul, comme tous ces autres pulsars millisecondes isolés.

“Alors que l’étoile compagne évolue et commence à devenir une géante rouge, la matière déborde dans l’étoile à neutrons, ce qui fait tourner l’étoile à neutrons vers le haut. En tournant vers le haut, elle gagne maintenant une quantité incroyable d’énergie et commence un vent de particules du étoile à neutrons. Ce vent frappe alors l’étoile donneuse et commence à enlever de la matière, et avec le temps, la masse de l’étoile donneuse diminue jusqu’à celle d’une planète, et plus le temps passe, plus elle disparaît complètement », a déclaré Filippenko.

“C’est ainsi que des pulsars solitaires millisecondes peuvent se former. Ils n’étaient pas tous seuls au départ – ils devaient être dans une paire binaire – mais ils ont progressivement évaporé leurs compagnons, et maintenant ils sont seuls.”

La recherche a été publiée dans Les lettres du journal astrophysique.

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