Les étoiles à neutrons sont particulièrement sur le devant de la scène depuis l'essor tant attendu de l'astronomie gravitationnelle. On se souvient de la spectaculaire première détection, par LigoLigo et VirgoVirgo en 2017, des ondes gravitationnellesondes gravitationnelles émises par la collision de deux étoiles à neutrons. La source GW170817 était alors pour la première fois associée à une kilonova observée dans le domaine des ondes électromagnétiques. Récemment, la possible détection d'une mythique collision entre une étoile à neutrons et un trou noir fait l'objet d'interrogations. Les analyses sont toujours en cours à ce sujet.

Futura a consacré plusieurs articles aux étoiles à neutrons qui ont été découvertes initialement, il y a presque 50 ans, sous forme de pulsar par Jocelyn Bell. Deux en particuliers, dont le premier est visible sous ce dernier article, présentaient de façon étendue ces astres fascinants à la frontière de la relativité générale, de la physique nucléaire, des particules et même du solidesolide à l'occasion de la détermination à l'aide de l'effet Shapiro de la massemasse du pulsarpulsar PSR J1614-2230. Pour cette circonstance, nous avions demandé des explications à Éric Gourgoulhon, directeur de recherche au CNRS et membre du laboratoire UniversUnivers et théories (Luth), expert en physique des astres compacts que sont les naines blanchesnaines blanches, les trous noirstrous noirs et bien sûr, les étoiles à neutrons.

Avec une masse d'environ 1,97 fois la masse du SoleilSoleil, PSR J1614-2230 était considéré comme l'étoile à neutrons la plus massive connue à ce jour. Sa découverte avait été effectuée grâce à l'un des radiotélescopesradiotélescopes du mythique observatoire de Green Bank situé en Virginie-Occidentale, aux États-Unis. C'est à l'observatoire de Green Bank qu'ont été menés les travaux conduisant à la découverte de la fameuse raie à 21 cm de l'hydrogènehydrogène. C'est toujours à cet observatoire que le radiotélescope Howard E. Tatel fut utilisé par Robert DrakeDrake pour le projet Ozma, les prémices du programme Seti.

Les pulsars et l'effet Shapiro

Aujourd'hui, comme l'expliquent des chercheurs dans un article en accès libre sur arXiv, un nouveau record de masse, frôlant d'ailleurs la limite théorique actuelle au-delà de laquelle une étoile à neutrons doit s'effondrer en donnant un trou noir stellairetrou noir stellaire, a été établi pour un pulsar : J0740+6620. Ce résultat a également été obtenu grâce à l'observatoire de Green Bank.

Situé à environ 4.600 années-lumièreannées-lumière du Soleil, il contiendrait environ 2,14 masses solaires dans une sphère dont le diamètre serait d'environ 30 kilomètres. Le volumevolume d'un seul morceau de sucresucre dans une telle étoile à neutrons pèserait autant qu'environ 100 millions de tonnes sur Terre. Cette découverte, qu'il faudra sans doute confirmer plus solidement, devrait donner des indications précieuses sur ce que l'on appelle l'équationéquation d'état de la matièreétat de la matière nucléaire dans des conditions extrêmes.

En ce qui concerne les détails précis de la méthode d'évaluation de sa masse par effet Shapiro, Éric Gourgoulhon nous avait donné la réponse suivante à l'époque à la question « Qu'est-ce que l'effet Shapiro ? »

Il s'agit d'une conséquence des équations de la relativité générale d'EinsteinEinstein déduite en 1964 par Irwin Shapiro. L'effet est similaire à celui de la déviation des rayons lumineux par un corps céleste comme le Soleil sauf que dans son cas, il se manifeste sous la forme d'un retard dans la propagation des ondes électromagnétiques, par rapport à une propagation en espace-tempsespace-temps plat. Lorsque la naine blanche éclipseéclipse le pulsar, la courbure de l'espace-temps autour d'elle ne permet plus une propagation en ligne droite des impulsions électromagnétiques provenant du pulsar. Les trajectoires de ces impulsions s'incurvent et provoquent un retard d'autant plus important dans le temps de propagation que l'objet responsable de cet effet est plus massif.

Le principe de l'effet Shapiro pour la détermination de la masse de l'astre compagnon d'un pulsar est illustré sur le schéma du haut. Lorsque se produit une éclipse du pulsar, les ondes radio qu'il émet  sous forme d'impulsions n'arrivent plus en ligne droite sur Terre et un retard apparaît. C'est ce que l'on voit sur le graphique en bas avec, en abscisse, le temps pour la progression des astres en orbite, et en ordonnée, le retard mesuré sur Terre. © Naval Research Laboratory

Record de masse pour une étoile à neutrons

Article de Laurent SaccoLaurent Sacco publié le 29/10/2010

1,97 +/- 0,04 masse solaire : le pulsar PSR J1614-2230 serait l'étoile à neutrons la plus massive connue à ce jour. C'est ce qu'annonce un groupe d'astronomesastronomes après une mesure d'une excellente précision réalisée grâce au radiotélescope de Green Bank. Nous reviendrons plus en détail, dans un prochain article, sur cette découverte qui présente de nombreuses implications en astrophysiqueastrophysique et physique nucléaire.

Cela ne fait guère plus de 40 ans que l'existence des étoiles à neutrons a été admise par la communauté des astrophysiciensastrophysiciens. Pourtant, l'idée est ancienne et l'on peut presque dire qu'elle est aussi vieille que la découverte par Chadwick du neutron, en 1932. En effet, très peu de temps après, Walter Baade et Fritz Zwicky commencèrent à spéculer sur de telles étoiles composées de neutrons, avant de faire le lien avec les supernovaesupernovae.

On sait aujourd'hui que Zwicky avait fondamentalement raison à ce sujet dès 1934. Mais l'idée rencontra une certaine indifférence dans la communauté des astronomes et des physiciensphysiciens, peut-être à cause de la personnalité excentrique et du caractère difficile de ce personnage.

La clairvoyance de Landau et Oppenheimer

Les choses vont commencer à changer à partir de 1938. Le futur prix Nobel de physique Lev Landau propose l'existence de cœurs de neutrons, libérant de l'énergieénergie par désintégration radioactive à l'intérieur des étoiles. Cette idée pourrait même avoir été formulée par Landau dès 1932, si l'on en croit le témoignage de Léon Rosenfeld, mais cela fait débat.

Toujours est-il qu'un physicien, et non des moindres, prend enfin l'idée au sérieux : il s'agit de Robert Oppenheimer. Oppenheimer exploite des résultats de Richard Tolman sur des sphères de fluides en relativité générale avec son étudiant Volkoff et effectue les premiers véritables calculs sur le concept d'étoiles à neutrons.

Dès 1939, ces deux chercheurs les présentent comme des noyaux atomiques qui auraient la taille d'une étoile. Avec un autre étudiant, Hartland Snyder, Oppenheimer étudiera ce qu'il advient de tels objets lorsqu'ils s'effondrent gravitationnellement, jetant au passage la base de la théorie des trous noirs.

Le physicien Robert Oppenheimer. © American Academy of Achievement

Ces travaux sont oubliés après la guerre, sauf par John Wheeler, qui après avoir aidé à la mise au point des bombes A et H américaines, se concentre sur les plus grosses explosions de l'univers, les supernovae et le Big BangBig Bang, vers la fin des années 1950 et le début des années 1960.

Pionnier (avec Niels BohrNiels Bohr) de la théorie de la fissionfission, Wheeler va utiliser ses connaissances en physique nucléaire pour construire une première équation d'état de la matière nucléaire dans les étoiles à neutrons. Rapidement, des modèles et des équations d'états plus complexes pour ces étoiles sont proposés.

Il faudra tout de même attendre 1967, avec l'observation d'un premier pulsar par Jocelyn Bell puis son interprétation en tant qu'étoile à neutrons en rotation par Thomas Gold et Franco Pacini, pour que la communauté des astrophysiciens soit convaincue de l'existence de ces astres fascinants aux propriétés étranges.

Les étoiles à neutrons comme laboratoire de physique nucléaire et hadronique

Il faut dire que ces objets sont extrêmes en tout point, à commencer par la densité, le champ de gravitationgravitation et le champ magnétiquechamp magnétique. Presque toute la physique est nécessaire pour comprendre les propriétés d'une étoile à neutrons : la relativité générale bien sûr mais aussi la magnétohydrodynamique, la théorie de la superfluiditésuperfluidité et celle de la supraconductivitésupraconductivité. Ce sont aussi de formidables laboratoires de physique nucléaire et de physique des particules élémentairesphysique des particules élémentaires. 

Différents modèles de composition de l'intérieur d'une étoile à neutrons. © Fridolin Weber et Éric Gourgoulhon

On ne s'étonnera donc pas que la première mesure précise de la masse d'une étoile à neutrons atteignant presque deux fois la masse du Soleil, publiée dans Nature, représente un événement au retentissement certain.

En général, les étoiles à neutrons ont une masse très proche de celle de Chandrasekhar, c'est-à-dire environ 1,4 fois celle du Soleil. Ce n'est pas la première fois que l'on estime la masse d'un pulsar comme atteignant (et même dépassant) les 2 masses solaires, mais les incertitudes sur les mesures ne permettaient pas de conclure le fait de façon solide.

Or, selon la masse d'une étoile à neutrons, il n'est pas possible de considérer la même équation d'état et la même composition pour la matière nucléaire issue de la compression des protonsprotons, neutrons et électronsélectrons du cœur de l'étoile s'étant effondrée à l'occasion d'une supernova.

Comme le montre le schéma ci-dessus, le cœur d'une étoile à neutrons pourrait, par exemple, être constitué d'un condensat de mésonsmésons π, d'hypérons, de kaon ou encore d'un mélange de quarks. La notion d'« étoile étrange », du fait de son contenu en quarks étrangesquarks étranges, a même été proposée par le grand mathématicienmathématicien et théoricien des supercordes, Edward Witten. On n'est donc pas certain de son contenu en hadronshadrons mais, inversement, on peut espérer apprendre des choses sur les nucléonsnucléons et les forces nucléaires dans des conditions extrêmes, difficilement réalisables sur Terre.

L’effet Shapiro pour estimer la masse de l'étoile à neutrons

L'étoile à neutrons, qui fait la une de l'actualité, est un pulsar du nom de PSR J1614-2230. Il fait partie d'un système binairesystème binaire situé à environ 3.000 années-lumière. Son étoile compagne est une naine blanche autour de laquelle il tourne en un peu moins de 9 jours. Le pulsar tourne sur lui-même 317 fois par seconde.

C'est parce que ce système binaire constitue un système à éclipse qu'il est possible d'obtenir de très bons résultats en faisant intervenir l'effet Shapiro pour l'estimation de la masse de la naine blanche. On peut ensuite en déduire indirectement la masse de l'étoile à neutrons.

Cet effet a été découvert en 1964 dans les équations de la relativité générale par Irwin Shapiro et il a été considéré comme un quatrième test de la relativité générale après le décalage spectral vers le rouge, la déviation des rayons lumineux par le Soleil lors d'une éclipse et la précessionprécession du périhéliepérihélie de MercureMercure.

Nous reviendrons plus en détails sur tout cela et cette remarquable découverte dans un prochain article en compagnie d'Éric Gourgoulhon. Directeur de recherche au CNRS et membre du laboratoire Univers et théories (LUTH), il est l'un des grands spécialistes français de la physique des astres compacts comme les étoiles à neutrons.