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Le modèle standard, reposant sur trois familles de quarks et de leptons interagissant par les forces électrofaibles, a remarquablement passé les tests dans les accélérateurs de particules, comme ceux du LEP, le prédécesseur du LHC, et le Tevatron du Fermilab. La chromodynamique quantiquechromodynamique quantique elle-même, la fameuse QCD, a permis de comprendre le monde des quarks et des hadronshadrons. Grâce aux ordinateursordinateurs, on sait même reproduire avec une bonne précision la massemasse des baryonsbaryons et des mésonsmésons les plus communs comme les protons et les mésons pipi.
On a donc de bonnes raisons de faire confiance aux prédictions du modèle standard, même si l'on sait qu'il contient bien trop de paramètres pour être la théorie ultime de la matièrematière et des interactions et même si l'on ne sait toujours pas avec certitude si la brisure de la symétrie électrofaible fait bien intervenir le boson de Higgsboson de Higgs.
Or, les équationséquations du modèle standard sont toutes d'une même classe faisant intervenir ce qu'on appelle des théories de champ de Yang-MillsYang-Mills. Ce sont des équations non linéaires, comme celles de la mécanique des fluides, et on ne sait actuellement les utiliser correctement que dans le domaine linéaire, ou peu s'en faut. Dans le régime profondément non linéaire, dit non perturbatif, les calculs analytiques sont rarement possibles et l'ordinateur doit être utilisé. Toutefois, il est possible d'obtenir certaines prédictions dans le domaine non linéaire de la théorie en faisant intervenir la notion de temps imaginaire.
Contrairement au domaine de la gravitation quantiquegravitation quantique où la notion de temps imaginaire implique bien un changement de la nature du temps en cosmologiecosmologie primordiale, l'emploi du temps imaginaire en QCD n'est qu'une simple mais puissante astuce de calcul.
A la différence du cas de la gravitation quantique, où l'emploi d'un temps imaginaire n'est pour le moment qu'une pure spéculation dont Stephen HawkingStephen Hawking est le champion incontesté, l'intervention d'un temps imaginaire en QCD ,sous la forme de ce qu'on appelle des instantons, a effectivement permis d'expliquer des résultats observés en accélérateurs.
Plus denses que les étoiles à neutrons...
La notion d'instanton est due au prix Nobel de physiquephysique Gerardus ‘t Hooft et elle est n'est pas limitée à la QCD. On peut en trouver dans la théorie électrofaiblethéorie électrofaible elle-même. Remarquablement, une solution avec un instanton implique que des quarks peuvent se transformer en neutrinosneutrinos. Dans les conditions de température et de pressionpression ordinaires de la matière, le taux de transformation est si faible qu'il peut être négligé. Il n'en serait pas de même à l'intérieur de certaines étoiles à neutronsétoiles à neutrons ou même lors d'un stade d'effondrementeffondrement d'une étoile destinée à devenir un trou noirtrou noir.
On avait déjà proposé depuis des années que les étoiles à neutrons puissent parfois être si denses qu'un plasma de quarks-gluonsgluons devait apparaître dans le cœur de l'étoile. En allant plus loin, les théoriciens avaient même proposé l'existence de véritables étoiles à quarks qui seraient alors plus dense et plus petites que les étoiles majoritairement constituées de neutrons. On parle souvent à propos des étoiles à quarks dquarks d'étoiles étranges car le plasma de quarks-gluons libéré par le déconfinement des hadrons dans une étoile à neutrons contiendrait beaucoup de quarks dit étranges, l'une des six saveurs de quarks du modèle standard réparties en trois familles.
D'après les calculs de Glenn Starkman et ses collègues, au-delà des étoiles à quarks pourraient donc exister des étoiles si denses et chaudes que les processus non linéaires avec temps imaginaire contenues dans la théorie électrofaibles deviendraient importants et permettraient une sorte de combustioncombustion des quarks qui se transformeraient en neutrinos énergétiques. D'après les chercheurs, on assisterait alors à la formation d'une étoile électrofaible pouvant briller pendant une dizaine de millions d'années. Une des conséquences de cette théorie est que des étoiles juste un peu au-delà de la masse limite signalant normalement la formation d'un trou noir pourrait en fait passer cette dizaine de millions d'années à l'état d'étoile électrofaible.
Malheureusement, le rayonnement émis par de telles étoiles est essentiellement sous forme de neutrinos, ce qui, à priori, ne rend pas facile leur détection. Un fraction de l'énergieénergie libérée pourrait se trouver sous forme de lumièrelumière, mais il reste encore à déterminer une signature précise, différente de celles d'autres astresastres.
