Les étoiles à neutrons sont quelques-uns des objets les plus denses de l'univers. Ils sont le cœur d'une mégastar effondrée qui est devenue supernova, a un rayon typique de 10 km – juste un peu plus que l'altitude du mont Everest – et leur densité peut être plusieurs fois celle des noyaux atomiques.
Les physiciens aiment les objets extrêmes comme celui-ci parce qu'ils les obligent à étirer leurs théories dans les nouveaux domaines et à voir s'ils sont confirmés ou s'ils se cassent, nécessitant une nouvelle pensée et une nouvelle science.
Pour la première fois, les chercheurs ont utilisé la chromodynamique quantique du réseau pour étudier l'intérieur des étoiles à neutrons, obtenant un nouveau maximum à destination de la vitesse du son à l'intérieur de l'étoile et une meilleure compréhension de la pression, de la température et d'autres propriétés qui y sont liées.
Leur travail est publié dans Lettres d'examen physique.
Les étoiles à neutrons présentent d'autres défis en plus d'une densité énorme. Leur petite taille les rend impossibles à étudier visuellement avec des télescopes, car ils ne semblent pas plus qu'un point. (L'étoile à neutrons la plus proche de la Terre est à 400 années-lumière.)
Les laboratoires sur Terre ne peuvent pas former des matériaux en vrac qui correspondent à leur densité, environ un quadrillion de celle de l'eau – ou se rapprochent de leurs dimensions. Même les étudier théoriquement est difficile, car les équations pertinentes ne peuvent pas être résolues avec des techniques mathématiques ou de calcul standard.
Cette nouvelle approche, utilisant à la fois la théorie des particules et les simulations, a déterminé de nouvelles contraintes rigoureuses à l'intérieur des étoiles à neutrons. En particulier, une vitesse maximale de son a été établie -, en particulier élevée mais définie – et de telles étoiles peuvent être en mesure de devenir plus massives qu'on ne le pensait auparavant.
Comme toute substance, les étoiles à neutrons ont une équation d'état, ou plus précisément un diagramme de phase, comme celle de l'eau.
Les propriétés d'une étoile à neutrons sont déterminées par la chromodynamique quantique (QCD), la théorie de la force forte qui se rapporte aux interactions des protons et neutrons, des quarks et des gluons.
Mais QCD rend les interactions de particules de calcul extrêmement difficiles, car le boson qui porte la force, le Gluon, lui-même porte la charge « couleur » qui est le principal nombre quantique de particules de force fortes. C'est comme si le photon, le boson qui transmet la force électromagnétique (EM), avait une charge électrique. (Au lieu de cela, le photon est électriquement neutre.)
En tant que tel, QCD est appelé une théorie « non linéaire ». QCD a également la propriété particulière de la liberté asymptotique – la force est petite et disparaît essentiellement à de petites distances, comme à l'intérieur d'un proton, mais elle s'agrandit à mesure que la distance augmente, juste l'opposé des trois autres forces.
Lorsque le couplage est important, les théoriciens du champ quantique ne sont pas en mesure d'utiliser leur technique mathématique standard et bien homogène appelée théorie des perturbations, ce qui implique de diviser le calcul en une série infinie (comme une série Taylor familière dans le calcul de base) et de calculer uniquement l'un ou quelques-uns des premiers termes.
La théorie des perturbations fonctionne bien dans EM car les pouvoirs successifs de la constante de couplage EM, Alpha ~ 1/137, deviennent plus petits. Mais cela ne se produit pas pour l'ensemble du spectre d'énergie de QCD.
Ainsi, l'auteur principal Ryan Abbott du Center for Theoretical Physics du Massachusetts Institute of Technology (MIT) et ses collègues se sont tournés vers une alternative établie, Lattice QCD.
Là, l'espace et le temps où les interactions des particules se produisent sont divisées en une grille discrète, et la dynamique des interactions n'est calculée qu'à ces points de grille par un ordinateur. Même cette technique a des problèmes aux densités d'étoiles à neutrons.
Mais une autre simplification est possible: en utilisant l'isospin, un autre nombre quantique que le proton et le neutron ont dans des valeurs opposées, +1/2 ou -1/2 respectivement (l'idée étant que le proton et le neutron peuvent être traités comme des états isospin de la même particule mais avec des isospins opposés).
Les mathématiques mécaniques quantiques de l'isospin sont très similaires à celles du spin de particules ordinaires en mécanique quantique et en électrodynamique quantique. Il est connu que la matière nucléaire à n'importe quelle densité a une pression inférieure à la matière nucléaire à la densité d'isospin non nulle.
En utilisant cette limite sur la pression, le groupe a pu «explorer» en régions de haute densité de l'étoile à neutrons et obtenir des résultats rigoureux. Pour ce faire, l'équipe a réduit la description mathématique complète d'une étoile à neutrons, puis a dirigé de vastes modèles QCD en treillis en prenant « quelques milliers d'heures de GPU », divisant le travail sur plusieurs superordinateurs.
De nombreuses parties du calcul avaient déjà été effectuées par d'autres chercheurs; Abbott a estimé que dans tout le problème nécessitait « plusieurs millions d'heures de GPU » sur un supercalculateur. Pour corriger la matière nucléaire isospin simulée sur une grille d'espace-temps discrète, ils ont pu obtenir la « limite de continuum » où l'espacement du petit réseau disparaît, quelque chose jamais fait auparavant pour la matière nucléaire isospin.
Ils ont obtenu une équation de l'état de matière dense isospin pour tout potentiel chimique isospin (le changement d'énergie lors de l'ajout ou de la réduction du nombre de particules du système) à une température zéro, un résultat présenté pour la première fois.
Depuis la théorie du champ conforme, il avait précédemment suggéré que la vitesse du son dans une étoile à neutrons, voyageant sous forme d'ondes comprimées, avait un maximum de C / √3 en matière QCD fortement en interaction, où C est la vitesse de la lumière. Mais Abbott et son groupe ont trouvé une vitesse de son qui a dépassé cela – bien que cela soit plus élevé, la plage culminant à ¾ c.
Les résultats d'Abbott et de collègues ouvrent une fenêtre sur d'autres études de calcul sur la question des étoiles à neutrons. Des calculs plus raffinés peuvent être possibles, comme les conductivités et la viscosité, et peut-être un jour être en mesure d'interpréter les observations astronomiques, et peut-être même de les prédire.
