Fixer de nouvelles limites à l’intérieur des étoiles à neutrons

Zoom / La nouvelle recherche n’a pas fait beaucoup de progrès, mais elle a un peu réduit la taille du point d’interrogation.

Comment pouvons-nous comprendre des environnements qui ne peuvent pas être reproduits sur Terre ? C’est un défi auquel les astrophysiciens sont constamment confrontés. Dans certains cas, il s’agit en grande partie de déterminer comment appliquer une physique bien comprise à des conditions extrêmes, puis de comparer le résultat de ces équations avec les observations. Mais l’exception notable à cela est l’étoile à neutrons, où les équations pertinentes deviennent assez délicates, et les observations ne fournissent pas beaucoup de détails.

Par conséquent, bien que nous soyons sûrs qu’il existe une couche de neutrons presque purs près de la surface de ces objets, nous ne sommes pas entièrement sûrs de ce qui pourrait être présent dans leur profondeur la plus profonde.

Cette semaine, Nature publie une étude qui tente de nous rapprocher de la compréhension. Cela ne nous donne pas de réponse – il y a encore beaucoup d’incertitude. Mais c’est une excellente occasion d’examiner le processus par lequel les scientifiques peuvent extraire des données d’un large éventail de sources et commencer à réduire ces incertitudes.

Et les neutrons ?

La matière qui compose les étoiles à neutrons commence sous forme d’atomes ionisés près du cœur d’une étoile massive. Une fois que les réactions de fusion d’une étoile cessent de produire suffisamment d’énergie pour contrecarrer l’attraction gravitationnelle, ce matériau se contracte et subit des pressions croissantes. La force d’écrasement est suffisante pour éliminer les frontières entre les noyaux atomiques, créant une soupe géante de protons et de neutrons. En fin de compte, même les électrons de la région sont obligés de former de nombreux protons, les convertissant en neutrons.

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Cela fournit enfin une force pour comprimer la force d’écrasement de la gravité. La mécanique quantique empêche les neutrons d’occuper le même état d’énergie, à proximité immédiate, ce qui empêche les neutrons de se rapprocher et empêche ainsi l’effondrement dans un trou noir. Mais il est possible qu’il existe un état intermédiaire entre une masse de neutrons et un trou noir, où les frontières entre les neutrons commencent à s’effondrer, entraînant d’étranges amas de leurs quarks constitutifs.

Ces types d’interactions sont soumis à la force forte, qui lie les quarks ensemble en protons et en neutrons, puis lie ces protons et neutrons ensemble en noyaux d’un atome. Malheureusement, les calculs impliquant une force extrême sont très coûteux en calcul. En conséquence, il n’est pas possible de les faire fonctionner avec le type d’énergies et de densités trouvées dans une étoile à neutrons.

Mais cela ne signifie pas que nous sommes coincés. Nous avons des estimations approximatives de la force forte qui peuvent être calculées aux énergies pertinentes. Et bien que ceux-ci nous laissent avec une grande incertitude, il est possible d’utiliser une variété de preuves empiriques pour réduire ces incertitudes.

Comment regarde-t-on une étoile à neutrons

Les étoiles à neutrons sont incroyablement compactes pour leur masse, comprimant une masse supérieure à la masse du Soleil à l’intérieur d’un objet d’environ 20 km de large. Le plus proche que nous connaissons est à des centaines d’années-lumière, et la plupart est beaucoup plus loin. Donc, il semble qu’il soit impossible de faire grand-chose avec la façon dont ces choses sont décrites, n’est-ce pas ?

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Pas complètement. De nombreuses étoiles à neutrons se trouvent dans des systèmes à autres corps – dans certains cas une étoile à neutrons. La façon dont ces deux objets affectent les orbites de l’autre peut nous en dire beaucoup sur la masse d’une étoile à neutrons. La NASA dispose également d’un observatoire dédié aux étoiles à neutrons attaché à la Station spatiale internationale. NICER (Nutron Star Interior Composition Explorer) utilise un réseau de télescopes à rayons X pour obtenir des images détaillées des étoiles à neutrons lors de leur rotation. Cela lui a permis de faire des choses comme suivre un fichier Comportement individuel des points d’accès à la surface de l’étoile.

Et surtout pour ce travail, NICER . Détection de distorsion spatio-temporelle autour de grandes étoiles à neutrons et utilisez-les pour générer une estimation raisonnablement précise de leur taille. Si combiné avec une estimation solide de la masse d’une étoile à neutrons, il est possible de déterminer la densité et de la comparer au type de densité que vous attendez de quelque chose qui est constitué de neutrons purs.

Mais nous ne nous limitons pas aux photons lorsqu’il s’agit d’évaluer la formation d’étoiles à neutrons. ces dernières années , fusion d’étoiles à neutrons Détecté via des ondes gravitationnelles, les détails exacts de ce signal dépendent des propriétés des étoiles effectuant la fusion. Par conséquent, ces fusions pourraient également aider à exclure certains modèles potentiels d’étoiles à neutrons.

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