Les astronomes ont identifié ce qui pourrait être l’étoile à neutrons la plus massive à ce jour.
Il s’agit d’un pulsar, nommé J0740+6620, et les divergences dans la synchronisation de ses impulsions ont permis de calculer que sa masse était 2,14 fois celle du Soleil, dans une étoile de seulement 30 kilomètres de diamètre.
Pour mettre cela en perspective, le diamètre du Soleil est de 1,391 million de km (~864 000 miles).
Ces mesures font de J0740+6620 la première étoile à neutrons de plus de 2 masses solaires mesurée dans le cadre de l’astronomie des ondes gravitationnelles. ces mesures font de J0740+6620 la première étoile à neutrons de plus de 2 masses solaires mesurées dans l’intervalle de confiance de 68 %, et la rapprochent fortement de la limite supérieure de l’étoile à neutrons en rotation de 2,3 masses solaires calculée l’année dernière sur la base des données de l’Observatoire des ondes gravitationnelles
Et cela pourrait nous rapprocher de la compréhension des limites supérieures de ces objets extrêmes.
Les étoiles à neutrons se forment à partir d’étoiles dont la masse initiale est comprise entre 8 et 30 fois celle du Soleil. Lorsqu’elles meurent, ces étoiles éjectent leur matière extérieure dans l’espace par une série d’explosions thermonucléaires, faisant fondre jusqu’au dernier morceau de matière disponible dans leur noyau restant.
Une fois que le noyau s’est complètement transformé en fer, la pression qui le maintient tombe et le noyau s’effondre, tassant les neutrons jusqu’à ce qu’ils occupent le plus petit espace possible. L’objet résultant a une densité équivalente à celle d’un noyau atomique.
Ce processus est similaire à celui qui produit un trou noir, qui se produit avec des objets plus massifs ; cependant, aucun trou noir n’a été détecté en dessous de 5 masses solaires.
Ce qui se passe entre la limite supérieure de l’étoile à neutrons et la limite inférieure du trou noir reste un mystère – mais les étoiles à neutrons massives pourraient nous éclairer.
La façon dont les astronomes ont calculé la masse de J0740+6620 est très astucieuse – et repose en grande partie sur les propriétés et l’orientation de l’étoile depuis la Terre.
J0740+6620, située à environ 4 500 années-lumière, est un pulsar milliseconde. Cela signifie qu’il tourne à une vitesse folle et qu’il est orienté de telle sorte que des faisceaux d’ondes radio lumineuses provenant de ses pôles magnétiques passent devant la Terre à chaque rotation – à l’échelle de la milliseconde. (Voici ce que cela donne transcrit en audio)
La régularité de ces impulsions peut être utilisée pour de nombreuses applications, mais lorsqu’elles présentent de légères irrégularités, cela peut également être très révélateur.
Le pulsar fait partie d’un système binaire avec une naine blanche, ce qui nous amène à la deuxième pièce du puzzle : le système est au bord de la Terre, de sorte que la naine blanche passe entre nous et le pulsar – ce qu’on appelle un transit.
C’est la façon dont la gravité de la naine blanche perturbe légèrement la régularité des impulsions qui a permis à une équipe d’astronomes dirigée par Thankful Cromartie de l’Observatoire national de radioastronomie de l’Université de Virginie de mesurer la masse du pulsar.
Cette perturbation, appelée retard de Shapiro (animation ci-dessus), se produit lorsque la trajectoire de la lumière provenant du pulsar est déviée par la gravité de la naine blanche. La lumière met alors un peu plus de temps à atteindre la Terre lorsque la naine blanche passe entre nous et le pulsar. Et nous voulons dire légèrement – la différence n’est que de 10 millionièmes de seconde.
Cromartie et son équipe ont combiné cinq années de données d’enquête avec deux campagnes d’observation dédiées, et ont pu déterminer le moment précis du retard. Ils ont ainsi pu déterminer à quel point la gravité de la naine blanche déformait l’espace-temps, ce qui leur a permis de déduire la masse de la naine blanche.
Une fois que la masse de l’un des objets d’un système binaire est connue, le calcul de la masse de l’autre objet est un processus simple – il donne une masse de 2,14+0,10-0,09 M⊙ dans un intervalle de crédibilité de 68,3 %.
Nous ne savons pas vraiment quelle peut être la masse d’une étoile à neutrons. Le chiffre couramment cité est de 3 masses solaires, mais la vérité est qu’aucune n’a été détectée au-delà de 2,5 masses solaires.
L’étoile à neutrons la plus massive pourrait être PSR J2215+5135, un pulsar dont la masse est estimée à 2,27 masses solaires, mesurée à partir des raies du magnésium, ou PSR B1957+20, dont la masse est estimée à 2,4 masses solaires, d’après la vitesse radiale déduite des spectres. Ces deux méthodes, note l’équipe, sont moins fiables que la précision offerte par la synchronisation radio.
Il y a aussi PSR J0348+0432, légèrement moins massif, qui atteint 2,01 masses solaires, également calculé à l’aide du délai de Shapiro.
Que ce dernier pulsar soit ou non l’étoile à neutrons la plus massive à ce jour, cette recherche va certainement nous en apprendre davantage sur ces étoiles énigmatiques.
“Les étoiles à neutrons sont aussi mystérieuses que fascinantes”, a déclaré Cromartie.
“Ces objets de la taille d’une ville sont essentiellement des noyaux atomiques gigantesques. Ils sont si massifs que leurs intérieurs prennent des propriétés étranges. Trouver la masse maximale que la physique et la nature autorisent peut nous en apprendre beaucoup sur ce domaine autrement inaccessible de l’astrophysique.”
Les travaux de recherche ont été publiés dans Nature Astronomy.