La chromodynamique quantique, c’est-à-dire la théorie quantique décrivant les interactions entre quarks et gluons, est une théorie complexe pouvant conduire à l’existence d’objets cosmiques exotiques. C’est notamment le cas des « étoiles étranges », un type d’étoile à quarks particulier. Composés de quarks étranges, ces objets pourraient représenter l’étape intermédiaire entre étoile à neutrons et trou noir.

Dans les années 1960, les physiciens proposent un type d’étoile théorique dans laquelle, sous des conditions extrêmes de température et de pression, la matière nucléaire s’est effondrée et a fusionné, libérant les quarks. Un tel objet a été nommé « étoile à quarks ». Dans une étoile à quarks, les quarks libres sont des quarks up et des quarks down. Plus tard, l’idée qu’un troisième type de quark, un quark strange (étrange), puisse s’ajouter aux deux autres a émergée, donnant ainsi naissance au concept d’« étoile étrange ».

Les étoiles à quarks et la matière chromodynamique

En 1965, les physiciens soviétiques D. Ivanenko et D. Kurdgelaidze montrent qu’à l’intérieur d’une étoile à neutrons, si la pression est suffisamment élevée, les neutrons dégénérés peuvent alors s’effondrer en libérant leurs quarks. Une telle matière composée de quarks libres est appelée « matière chromodynamique ». En effet, au centre d’une étoile à neutrons, les conditions de pression et température sont si extrêmes que les neutrons sont confinés les uns contre les autres. En vertu du principe d’exclusion de Pauli, il arrive un moment où les neutrons ne peuvent se rapprocher davantage ; une pression de dégénérescence apparaît alors et s’oppose à la contraction gravitationnelle de l’étoile.

Si la masse de l’étoile à neutrons augmente encore, l’équilibre est rompu, la gravité surpasse la pression de dégénérescence et théoriquement, les neutrons, composés de quarks up et down, pourraient s’effondrer et fusionner en libérant leurs quarks. Le cœur de l’étoile deviendrait alors un liquide dégénéré de quarks déconfinés, qui se comporterait comme un liquide de Fermi. Une telle étoile serait alors hybride, composée à la fois de neutrons et de quarks.

Mais une étoile à quarks complète pourrait apparaître suite à l’effondrement d’une étoile suffisamment massive (supernova de type II) pour « sauter » l’étape d’étoile à neutrons, mais pas suffisamment pour directement s’effondrer en trou noir. Une étoile à quarks arborerait des caractéristiques de taille et de densité similaires à celles d’une étoile à neutrons ; il serait donc facile de confondre les deux étoiles lors d’une observation. Cependant, une étoile à quarks pourraient aussi présenter des propriétés distinctes, telles qu’une température et un champ magnétique différents, ainsi qu’une absence d’émission d’ondes radio.

etoile neutrons quarks

Comparaison entre une étoile à neutrons et une étoile à quarks. Une étoile à neutrons est constituée de plusieurs couches, chacune ayant une composition différente. Une étoile à quarks est constituée de matière chromodynamique (quarks libres), entourée par une croûte extérieure de matière ordinaire. Crédits : Fridolin Weber & al

La matière chromodynamique possède une énergie de Fermi (énergie du plus haut état quantique occupé) très élevée, la rendant fortement instable. Une étoile à quarks n’aurait donc qu’une durée de vie extrêmement brève et se dissocierait presque instantanément lors d’une transition de phase chaotique. La matière chromodynamique ne pourrait donc exister de manière stable que sous de fortes pressions et températures, comme celles régnant au centre d’une étoile à neutrons.

Toutefois, la matière chromodynamique est encore peu comprise par les physiciens. L’équation d’état la régissant est complexe, et la transition de phase entre la matière neutronique et la matière chromodynamique n’est pas bien connue. Les scientifiques arrivent à recréer le plasma quarks-gluons au LHC, mais uniquement à des température de l’ordre de 1012 K, entraînant sa désintégration quasi-immédiate. Les conditions régnant au cœur d’une étoile à neutrons, c’est-à-dire une très haute pression et une température en dessus des 1012 K, ne peuvent être recréées artificiellement.

Bien que la probabilité de détecter des étoiles à quarks soit très faible, en raison de leurs similitudes avec les étoiles à neutrons et de leur instabilité, les astrophysiciens ont dressé une liste de candidates. En 2006, Y. L. Yue & al (université de Pékin) proposent que le pulsar PSR B0943+10 pourrait en fait être une étoile à quarks de faible masse. En 2007, une équipe dirigée par Philip Kaaret (université de l’Iowa) a observé XTE J1739-285, une étoile à neutrons ultrarapide qui pourrait posséder un cœur de matière chromodynamique. En 2008, des astrophysiciens suggèrent que le résultat de l’effondrement de la supernova SN1987A pourrait être une étoile à quarks.

Les étoiles étranges : des quarks up, des quarks down et des quarks strange

La matière étrange se distingue de la matière chromodynamique car elle comporte des quarks strange (étrange) en plus des quarks up et down. En 1971, le physicien Arnold Bodmer démontre que la matière nucléaire peut s’effondrer en matière étrange stable. En 1984, Edward Witten en fait lui aussi la démonstration en ajoutant que cette stabilité peut s’obtenir sous une pression critique nulle. Cette hypothèse connue sous le nom d’« hypothèse de Bodmer–Witten » est importante car elle autorise alors, contrairement aux étoiles à quarks composées de matière chromodynamique, l’existence d’étoiles stables composées de matière étrange ; c’est-à-dire des « étoiles étranges ».

Lorsque la pression de dégénérescence des neutrons n’est plus suffisante pour contrecarrer la gravité, les neutrons s’effondrent et libèrent leurs quarks. En 1994, Fridolin Weber et al. montrent que lors de la transition de phase des neutrons dégénérés en quarks dégénérés, les quarks strange apparaissent pour former un nouvel état stable de matière. En effet, la transformation de quarks up et down en quarks strange permet de diminuer l’énergie de Fermi du système, et donc de le rendre bien plus stable sous des conditions de pression et température basses.

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Comparée à une étoile à neutrons, une étoile étrange est composée de matière étrange, c’est-à-dire d’une soupe de quarks up, down et strange libres. Crédits : winburne University

Weber montre également que dès lors que la fraction de quarks strange devient importante, se produit un phénomène de contamination sous la forme d’une nouvelle transition de phase, transformant progressivement toute la matière de l’étoile en matière étrange, et ne laissant qu’une croûte de matière ordinaire entourant la « soupe de quarks ». Une telle étoile serait extrêmement dense, de l’ordre de deux masses solaires concentrées dans un diamètre d’environ 10 km. Sa température de surface serait comprise entre 10’000 et 100’000 °C et, du fait de sa stabilité, elle posséderait une durée de vie d’environ 100 milliards d’années.

De la même manière que pour les étoiles à quarks, les étoiles étrange pourraient être issues soit d’une étoile à neutrons, soit directement d’une supernova de type II. Witten a également démontré qu’elles pourraient s’être formées dans les premiers instants de l’univers, juste avant que le plasma quarks-gluons ne se transforme pour donner les premiers protons et neutrons. Des zones du plasma quarks-gluons auraient pu s’effondrer pour former des étoiles à quarks qui se seraient rapidement transformées en étoiles étranges stables ; celles-ci existeraient théoriquement encore aujourd’hui.

En 2002, les observations du satellite Chandra auraient permis d’établir deux candidates possibles ; l’étoile à neutrons RX J1856.5-3754 et l’étoile à neutrons du rémanent de la supernova 3C 58, plus petites et froides que des étoiles à neutrons ordinaires. En 2015, Z.G. Dai et al. suggèrent que l’événement transitoire ASASSN-15lh pourrait être une étoile étrange nouvellement formée.

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