Une étoile dense et effondrée tournant 707 fois par seconde - ce qui en fait l'une des étoiles à neutrons à rotation la plus rapide de la galaxie de la Voie lactée - a déchiqueté et consommé presque toute la masse de son compagnon stellaire et, ce faisant, est devenue l'étoile à neutrons la plus lourde observé à ce jour.

Peser cette étoile à neutrons record, qui est en tête des cartes avec 2,35 fois la masse du soleil, aide les astronomes à comprendre l'étrange état quantique de la matière à l'intérieur de ces objets denses, qui, s'ils deviennent beaucoup plus lourds que cela, s'effondrent entièrement et disparaissent comme un trou noir.

"Nous savons à peu près comment la matière se comporte aux densités nucléaires, comme dans le noyau d'un atome d'uranium", a déclaré Alex Filippenko, professeur émérite d'astronomie à l'Université de Californie à Berkeley. "Une étoile à neutrons est comme un noyau géant, mais lorsque vous avez une masse solaire et demie de ce genre de choses, soit environ 500 000 masses terrestres de noyaux tous accrochés ensemble, on ne sait pas du tout comment ils se comporteront."

Roger W. Romani, professeur d'astrophysique à l'Université de Stanford, a noté que les étoiles à neutrons sont si denses - 1 pouce cube pèse plus de 10 milliards de tonnes - que leurs noyaux sont la matière la plus dense de l'univers à l'exception des trous noirs, qui, parce qu'ils sont cachés derrière leur horizon des événements est impossible à étudier. L'étoile à neutrons, un pulsar désigné PSR J0952-0607, est donc l'objet le plus dense en vue de la Terre.

La mesure de la masse de l'étoile à neutrons a été possible grâce à l'extrême sensibilité du télescope Keck I de 10 mètres sur Maunakea à Hawai'i, qui a tout juste pu enregistrer un spectre de lumière visible de l'étoile compagne brûlante, maintenant réduite à la taille d'une grande planète gazeuse. Les étoiles sont à environ 3 000 années-lumière de la Terre en direction de la constellation des Sextans.

Découvert en 2017, le PSR J0952-0607 est appelé pulsar "veuve noire" - une analogie avec la tendance des araignées veuves noires femelles à consommer le mâle beaucoup plus petit après l'accouplement. Filippenko et Romani étudient les systèmes de veuves noires depuis plus d'une décennie, dans l'espoir d'établir la limite supérieure de croissance des étoiles à neutrons/pulsars.

"En combinant cette mesure avec celles de plusieurs autres veuves noires, nous montrons que les étoiles à neutrons doivent atteindre au moins cette masse, 2,35 plus ou moins 0,17 masse solaire", a déclaré Romani, professeur de physique à la Stanford's School of Humanities and Sciences. et membre de l'Institut Kavli d'astrophysique des particules et de cosmologie. "En retour, cela fournit certaines des contraintes les plus fortes sur la propriété de la matière à plusieurs fois la densité observée dans les noyaux atomiques. En effet, de nombreux modèles autrement populaires de physique de la matière dense sont exclus par ce résultat."

Si 2,35 masses solaires sont proches de la limite supérieure des étoiles à neutrons, disent les chercheurs, alors l'intérieur est susceptible d'être une soupe de neutrons ainsi que des quarks haut et bas - les constituants des protons et des neutrons normaux - mais pas de matière exotique, comme les quarks "étranges" ou les kaons, qui sont des particules contenant un quark étrange.

"Une masse maximale élevée pour les étoiles à neutrons suggère qu'il s'agit d'un mélange de noyaux et de leurs quarks dissous de haut en bas jusqu'au noyau", a déclaré Romani. "Cela exclut de nombreux états proposés de la matière, en particulier ceux avec une composition intérieure exotique."

Romani, Filippenko et l'étudiant diplômé de Stanford Dinesh Kandel sont co-auteurs d'un article décrivant les résultats de l'équipe qui a été accepté pour publication par The Astrophysical Journal Letters .

Quelle taille peuvent-ils atteindre ?

Les astronomes conviennent généralement que lorsqu'une étoile avec un noyau supérieur à environ 1,4 masse solaire s'effondre à la fin de sa vie, elle forme un objet dense et compact avec un intérieur sous une pression si élevée que tous les atomes sont écrasés pour former une mer de neutrons. et leurs constituants subnucléaires, les quarks. Ces étoiles à neutrons naissent en tournant, et bien que trop faibles pour être vues dans la lumière visible, elles se révèlent comme des pulsars, émettant des faisceaux de lumière - des ondes radio, des rayons X ou même des rayons gamma - qui font clignoter la Terre pendant qu'elles tournent, un peu comme la rotation faisceau d'un phare.

Les pulsars "ordinaires" tournent et clignotent environ une fois par seconde, en moyenne, une vitesse qui s'explique facilement compte tenu de la rotation normale d'une étoile avant qu'elle ne s'effondre. Mais certains pulsars se répètent des centaines ou jusqu'à 1 000 fois par seconde, ce qui est difficile à expliquer à moins que de la matière ne soit tombée sur l'étoile à neutrons et ne l'ait fait tourner. Mais pour certains pulsars millisecondes, aucun compagnon n'est visible.

Une explication possible des pulsars millisecondes isolés est que chacun avait autrefois un compagnon, mais cela l'a réduit à néant.

"La voie évolutive est absolument fascinante. Double point d'exclamation", a déclaré Filippenko. "Alors que l'étoile compagnon évolue et commence à devenir une géante rouge, la matière se répand sur l'étoile à neutrons, et cela fait tourner l'étoile à neutrons. En tournant, elle devient maintenant incroyablement énergisée, et un vent de particules commence à sortir du neutron. Ce vent frappe alors l'étoile donneuse et commence à enlever de la matière, et avec le temps, la masse de l'étoile donneuse diminue jusqu'à celle d'une planète, et si encore plus de temps passe, elle disparaît complètement. Ils n'étaient pas tous seuls au départ - ils devaient être dans une paire binaire - mais ils ont progressivement évaporé leurs compagnons, et maintenant ils sont solitaires."

Le pulsar PSR J0952-0607 et sa faible étoile compagne soutiennent cette histoire d'origine pour les pulsars millisecondes.

"Ces objets ressemblant à des planètes sont la lie d'étoiles normales qui ont contribué à la masse et au moment cinétique, faisant tourner leurs compagnons pulsars à des périodes de la milliseconde et augmentant leur masse dans le processus", a déclaré Romani.

"In a case of cosmic ingratitude, the black widow pulsar, which has devoured a large part of its mate, now heats and evaporates the companion down to planetary masses and perhaps complete annihilation," said Filippenko.

Spider pulsars include redbacks and tidarrens

Finding black widow pulsars in which the companion is small, but not too small to detect, is one of few ways to weigh neutron stars. In the case of this binary system, the companion star—now only 20 times the mass of Jupiter—is distorted by the mass of the neutron star and tidally locked, similar to the way our moon is locked in orbit so that we see only one side. The neutron star-facing side is heated to temperatures of about 6,200 Kelvin, or 10,700 degrees Fahrenheit, a bit hotter than our sun, and just bright enough to see with a large telescope.

Filippenko and Romani turned the Keck I telescope on PSR J0952-0607 on six occasions over the last four years, each time observing with the Low Resolution Imaging Spectrometer in 15-minute chunks to catch the faint companion at specific points in its 6.4-hour orbit of the pulsar. By comparing the spectra to that of similar sun-like stars, they were able to measure the orbital velocity of the companion star and calculate the mass of the neutron star.

Filippenko and Romani have examined about a dozen black widow systems so far, though only six had companion stars bright enough to let them calculate a mass. All involved neutron stars less massive than the pulsar PSR J0952-060. They're hoping to study more black widow pulsars, as well as their cousins:redbacks, named for the Australian equivalent of black widow pulsars, which have companions closer to one-tenth the mass of the sun; and what Romani dubbed tidarrens—where the companion is around one-hundredth of a solar mass—after a relative of the black widow spider. The male of this species, Tidarren sisyphoides, is about 1% of the female's size.

"We can keep looking for black widows and similar neutron stars that skate even closer to the black hole brink. But if we don't find any, it tightens the argument that 2.3 solar masses is the true limit, beyond which they become black holes," Filippenko said.

"This is right at the limit of what the Keck telescope can do, so barring fantastic observing conditions, tightening the measurement of PSR J0952-0607 likely awaits the 30-meter telescope era," added Romani.

Other co-authors of the ApJ Letters paper are UC Berkeley researchers Thomas Brink and WeiKang Zheng. + Explorer plus loin

Two millisecond pulsars detected in globular cluster NGC 6440