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ETOILES DE QUARKS ET AUTRES OBJETS EXOTIQUES

1 La physique des quarks *

2 Les quarks en astrophysique *

3 Courte discussion de l'annonce *
 
 
 
 

Un article à paraître dans l'Astrophysical Journal d'Avril 2002 (article conjoint de l'équipe du Smithsonian Institut MA, du MIT Center, MA et de l'université de Tübingen) concerne la possibilité que l'objet RX 1856.5-3754 soit une étoile d'un nouveau type constituée d'un nouvel état de la matière: une étoile sous forme d'un plasma de quarks et de gluons.
 
 

1 La physique des quarks

La physique quantique affecte des attributs aux particules : le spin et le moment magnétique.

Le spin est un attribut lié à moment angulaire d'une particule. La relation d'indétermination d'Heisenberg appliqué à l'incertitude sur ce moment et sur l'angle mesuré implique que ce moment ne peut pas varier de moins d'une valeur entière de la constante de Planck normalisée (h/2p ).

Un premier groupe est constitué de particules pouvent occuper le même état quantique. Ces particules ont un spin entier et sont régies par la statistique de Bose-Einstein: ce sont les bosons. et il n'existe pas de limite à la densité de ces particules. Ce sont donc des particules qui sont vectrices d'interaction , c'est-à-dire, selon les cas, modifient l'état de mouvement ou des attributs des particules sensibles à cette interaction et qui, par leur regroupement, renforce cette interaction entre les particules.

Le second groupe de particules constitue communément ce que nous appelons matière. Ce groupe contient les particules qui ne peuvent pas occuper le même état quantique. . Ces particules ont un spin demi-entiers et sont régies par la statistique de Fermi-Dirac: ce sont les fermions.

Ce sont des particules individuelles; le rapprochement des particules à une distance comparable à leur longueur d'onde (égal à la constante de planck par la quantité de mouvement) induit un effet quantique d'exclusion; la densité est alors régie par l'occupation distincte des particules dans des cellules volumiques. Puisqu'il s'agit d'un phénomène lié à un comportement ondulatoire, ces cellules peuvent statistiquement se superposer.
 
 

Les quarks sont des fermions. Le volume qu'ils occupent et leur quantité de mouvement sont donc directement corrélés.

Les quarks sont les particules subnucléaires constituants les hadrons, le groupe de particules sensibles à l'interaction forte. Les hadrons sont séparés en baryons, les particules lourdes de la matière composées de 3 quarks et en mésons composés de 2 quarks. Les nucléons, neutrons et protons, sont les constituants des noyaux atomiques et constituent les baryons de plus basse énergie. Ils sont liés dans le noyaux par des mésons pi (pions).

Les particules sont dites chargées lorsqu'elles sont sensibles à un champ, par exemple la charge de l'électron induit un champ électromagnétique et y est sensible.

Les quarks sont affectés d'une charge sensible à l'interaction forte, nommée couleur et présente sous 3 formes dite bleue jaune et verte, et baptisée couleur par analogie avec l'électromagnétisme, (les antiquarks ont leur anti-couleur) .Les quarks sont liés entre eux par le couplage avec le champ de couleur qu'assure des particules vectrices et elles-mêmes colorées: les gluons.

La théorie qui décrit les interactions de couleur admet le phénomène de liberté asymptotique signifiant qu'à courte distance les quarks seraient libres mais la forte d'interaction augmente avec la distance ce qui justifie que l'on observe pas de quarks libres. On parle de confinement des quarks.

Les collisions entre nucléons forment des jets de quarks qui se transforment en couples quarks-antiquarks (mésons) qui eux mêmes se désintègrent. Nous ne détectons que les produits indirects des interactions entre quarks. La théorie qui décrit l'interaction des particules chargés est la chromodynamique quantique (QCD)

Les vecteurs de l'interaction sont des particules de masse nulle :les gluons.

Il existe par ailleurs une autre catégorie de particules: les leptons qui ne sont pas chargés au sens de l'interaction forte. L'électron et son neutrino forme le couple de leptons de plus basse énergie.

Les hadrons et les leptons sont tous sensibles à l'interaction faible. Cette interaction est responsable des processus de transformation des particules lors d'interaction. Cette transformation inclue les phénomènes de désintégration et de diffusion. Le modèle qui décrit l'interaction faible a été couplé (mais non fusionné) à l'électromagnétisme (QED).
 
 

Il existe 3 familles de particules regroupant les hadrons et les leptons.

La matière classique est ainsi formée de 2 quarks (up and down) , de l' électron et du neutrino électronique.

A un niveau de masse plus élevée on trouve la famille formée des quarks strange et charm , du muon et du neutrino muonique.

Et enfin les quarks bottom et top avec le lepton tau et le neutrino tau).

La relation d'incertitude d'Heisenberg implique que plus les quarks sont confinées dans un volume réduit, plus leur énergie est importante. Inversement dans des noyaux lourds (par exemple l'aluminium) , le volume du plasma de quarks étant plus important, leur énergie est plus réduite et les quarks sont moins soudés.

La question se pose de comprendre les caractéristiques d'un plasma massif de quarks qui en terme de densité ne serait d'après les modèles approchés que deux fois plus dense qu'une masse de neutrons soumis à la loi d'exclusion quantique, c'est-à-dire dans les étoiles à neutrons.

Ceci signifie que la masse maximale d'un plasma de quarks avant effondrement en trou noir pourrait aller sensiblement plus élevé que dans une étoile à neutrons.

Certains coeur de supernovae pourraient hypothétiquement constituer des exemples de tels plasmas.
 
 

2 Les quarks en astrophysique

Les étoiles dont le coeur métallique en fin de vie a moins de 1,4 masses solaires finissent en naine blanche; leur densité est régit par l'exclusion des électrons (application du principe de Fermi).

Les étoiles plus massives implosent en formant des supernovaes. La cause de ces explosions n'est pas toujours bien tranchée dans la littérature spécialisée. Elle apparaît tour à tour:

- thermodynamique: la dernière réaction de fusion au-delà du fer produit du manganèse; elle est endothermique c'est-à-dire qu'elle consomme de l'énergie et l'étoile s'effondre

- mécanique: le coeur ferreux de l'étoile est si massif qu'il s'effondre

- quantique: la température est si élevée que des couples d'électrons et d'antiélectrons se forment spontanément et provoquent des instabiltés à l'origine de l'effondrement.

Les couches externes du coeur rebondissent sur le centre et provoque l'explosion tandis que la partie centrale atteint des densités très élevées.

Les étoiles dont le coeur est situé entre 1, 4 et 2 masses solaires formeraient des étoiles à neutrons . Les électrons relativistes ont vu leur pression diminuée du fait de leur vitesse, et l'étoile s'est effondrée plus avant; les électrons ont fusionné avec les protons pour former des neutrons et engendrer parallèlement un flux de neutrinos. C'est ce flux qui vient relayer le rebond des couches externes du coeur et provoque l'explosion de l'étoile alimentant le milieu extérieur des produits de fusion lente (avant l'explosion) et rapide (pendant l'explosion). Leur densité est régie par la loi d'exclusion de Pauli appliquée aux neutrons; elle atteint celle des noyaux atomiques. Le corps central ne fait que douze à vingt kilomètres de rayon. La conservation du moment cinétique induit un mouvement de gyration rapide qui, associé à la compression des lignes de flux magnétique sur la surface métallique de quelques centimètres, induit un fort champ magnétique.

Au-delà de 2 masses solaires, on aurait un trou noir car la densité serait telle qu'aucune force nucléaire ne pourrait s'opposer à l'effondrement gravitationnel.

Seule une dizaine d'étoiles à neutrons a pu être pesée grâce à l'application des lois orbitales de Képler dans un système couplé. Il s'avère que ces étoiles ne dépassent pas 1,5 masses solaires.

Il faut noter qu'un état plus poussé de densité a été envisagée sous forme de couples quarks anti-quarks plus massif, au centre de l'étoile à neutron : on aurait des couples de quarks strange et d'antiquarks formant les mésons k dits kaons). La taille de l'étoile à neutron pourrait donc se réduire à environ douze kilomètres dans les cas extrèmes

L'existence d'étoiles de quarks supposeraient que la densité est telle qu'elle a surmontée la loi d'exclusion de Pauli appliquée aux neutrons et l'étoile serait stabilisée par la loi d'exclusion appliquée aux quarks; les neutrons ne sont plus identifiables comme regroupement individuel de 3 quarks; il n'y a plus qu'un plasma généralisé de quarks couplé par les gluons.
 
 
 
 

3 Courte discussion de l'annonce

Le diamètre de l'étoile remarquable a été estimé de façon presque directe par le flux d'émission en rayons X reçue.

Plusieurs facteurs ont été traités dans l'étude pour parvenir à cette conclusion:

- la distance a été estimée à 140 années-lumière par le mouvement propre de l'étoile par rapport à des étoiles lointaines de référence.

- le facteur d'absorption des rayons X a été estimé sur le chemin de propagation. Pour un rayonnement reçu donné, plus l'absorbtion est élevée plus le rayonnement de la source est elevé.

Il a été conclu également que le rayonnement n'était pas localisée au niveau des poles ce qui aurait justifier le diamètre réduit du faisceau.

L'atmosphère est assez peu métallique ce qui réduit en principe l'intensité du champ et justifie en retour la taille réduite de l'étoile pour atteindre une telle intensité.

L'étoile ne profiterait pas d'une accrétion de matière renforçant sa luminosité mais la composition d'hydrogène pur de l'atmosphère proche de l'étoile. L'article de l'annonce précise que ce point fait l'objet de contestation.

La rayonnement mesuré égal à 61 ev est proche des 55 ev d'un pur rayonnement de corps noir qui serait le profil classique d'un plasma de quarks. Sa température de surface serait donc de l'ordre de 600 000 K.

Le diamètre a été estimé de 3 à 8 kilomètres et donc largement en deçà de la limite inférieure admise par les modèles.

Une étude précédente tendait à montrer que l'étoile serait originaire d'une nébuleuse en expansion datée de 800 000 ans dont elle serait sortie par l'injection d'une vitesse de translation importante (effondrement dissymétrique de l'étoile). Mais cette hypothèse semble infirmée par son éloignement plus grand ce qui suprimerait cette association. L'étoile à neutrons serait en fait très jeune (environ 100 000 ans).

Il est à noter qu'un processus de filtrage a été utilisé pour réduire le bruit de fond et éliminer des surintensités justifiée par un biais du détecteur et que la mesure a subi la saturation de la bande passante de la télémétrie.

Ces éléments, parce qu'ils sont clairement repertoriés et pris en compte, paraissent maîtrisés. Le résultat doit être admis dans un premier temps.

Même si les modèles d'étoiles à haute densité sont trop complexes pour trancher, ils ne semblent pourtant pas admettre un état intermédiaire plus dense que l'étoiles à neutrons, et même encore plus dense qu'une étoile à neutrons avec un coeur plus dense de kaons. L' état envisagé serait plus dense encore mais ne glisserait pas vers la formation d'un trou noir.

Y a t-il une solution plus mécanique ? Une conjoncture affirme en effet que si un demi-axe de l'objet est plus long que le rayon critique (dit rayon de Schwarzchild ) ceci empêcherait la formation d'un trou noir mais une dyssimétrie temporaire de l'étoile ne pourrait se maintenir durablement.

Il faut donc admettre avec prudence le résultat expérimental fruit d'une conjonction de mesures pouvant être remis en question. Le modèle théorique restant à consolider , l'existence d'une étoile à quarks est à envisager comme une possibilité non confirmée.