Au Cœur d'une Étoile à Neutrons, la Matière Commence à Se Désagréger

Ce documentaire de vulgarisation retrace ce que devient la matière à l'intérieur d'une étoile à neutrons. Il rappelle d'abord que la matière ordinaire est presque entièrement vide — un noyau minuscule perdu dans un nuage d'électrons — puis présente la vie d'une étoile comme un duel entre gravité et fusion : le Soleil transforme 600 millions de tonnes d'hydrogène par seconde, tandis que les étoiles massives enchaînent des phases de fusion toujours plus brèves, de l'hélium au silicium, jusqu'au fer qui absorbe l'énergie au lieu d'en libérer. Le cœur s'effondre alors à un quart de la vitesse de la lumière, déclenchant une supernova et laissant derrière lui une étoile à neutrons : entre 1,5 et 2 masses solaires dans une sphère d'une douzaine de kilomètres, où un simple cube de sucre de matière pèserait 400 millions de tonnes, avec une gravité 200 milliards de fois celle de la Terre. La descente se poursuit avec les naines blanches, le principe d'exclusion de Wolfgang Pauli et la limite de Chandrasekhar (1,4 masse solaire), avant d'expliquer la désintégration bêta inverse : les électrons fusionnent avec les protons pour former des neutrons et des neutrinos, processus observé lors de la supernova 1987A. Viennent ensuite les couches : croûte externe en réseau cristallin de noyaux surgonflés de neutrons, point d'égouttement neutronique, croûte interne, puis « pâtes nucléaires » — phases spaghetti, lasagne et inversées — sans doute le matériau le plus résistant de l'univers. Le noyau externe est un superfluide de neutrons mêlé de protons supraconducteurs, modèle conforté par les glitches du pulsar de Vela. Reste le noyau interne, où la densité dépasse plusieurs fois la densité nucléaire : déconfinement possible des quarks, hypothèse de matière étrange d'Edward Witten, supraconductivité de couleur, hyperons. L'équation d'état restant incalculable par la QCD dans ce régime, ce sont les observations qui contraignent : masses de PSR J0348+0432 et PSR J0740+6620, rayons mesurés par NICER, fusion GW170817 détectée par LIGO et Virgo, dont la kilonova a synthétisé l'or et l'uranium. Le documentaire conclut que les étoiles à neutrons sont les laboratoires ultimes de la matière, et que la dernière page de leur histoire reste à écrire. Le 17 août 2017 marque une date clé : pour la première fois, les détecteurs Ligo et Virgo ont capté ensemble les ondes gravitationnelles émises par la fusion de deux étoiles à neutrons, un événement baptisé GW170817 (larecherche.fr). L'effondrement qui donne naissance à ces astres est d'une brutalité difficile à imaginer : le cœur de fer d'une étoile massive passe d'un rayon de 2 500 kilomètres à environ 50 kilomètres en quelques centaines de millisecondes, soit une réduction de volume d'un facteur 100 000, pendant que les électrons sont forcés dans les protons par capture électronique (larecherche.fr). La masse du résidu reste d'ailleurs confinée dans une fourchette très étroite, entre 1,4 et 3,2 fois celle du Soleil, au-delà de quoi c'est le trou noir (fr.wikipedia.org/wiki/Étoile_à_neutrons). La structure en couches est tout aussi codifiée : la croûte externe fabrique des noyaux de plus en plus exotiques à mesure que la densité grimpe, du nickel 62 à 2 × 10⁸ g/cm³ au krypton 118 à 4 × 10¹¹ g/cm³, jusqu'au point de fuite neutronique où les neutrons s'échappent des noyaux (fr.wikipedia.org/wiki/Étoile_à_neutrons). Quant au noyau interne, où la densité pourrait atteindre 4 à 6 fois celle de la matière nucléaire pour les pulsars les plus massifs, la physique y est si mal comprise que seules les observations d'astres de masses différentes permettent de contraindre les modèles (larecherche.fr). Des pulsars de près de deux masses solaires découverts récemment ont ainsi déjà forcé les théoriciens à revoir leurs équations d'état.