Une étude menée par le professeur Fan Yizhong de l'Observatoire de la Montagne Pourpre de l'Académie chinoise des sciences a atteint une précision significative dans la détermination de la limite supérieure de masse des étoiles à neutrons non tournantes, un aspect crucial dans l'étude de la physique nucléaire et de l'astrophysique.

Les chercheurs ont montré que la masse gravitationnelle maximale d’une étoile à neutrons non tournante est d’environ 2,25 masses solaires avec une incertitude de seulement 0,07 masse solaire. Leur étude est publiée dans Physical Review D .

Le destin ultime d’une étoile massive est intimement lié à sa masse. Les étoiles inférieures à huit masses solaires terminent leur cycle de vie sous forme de naines blanches, soutenues par une pression de dégénérescence électronique avec une limite de masse supérieure bien connue, la limite de Chandrasekhar, proche de 1,4 masse solaire.

Pour les étoiles de plus de huit masses solaires mais de moins de 25 masses solaires, des étoiles à neutrons seront produites, qui seront principalement soutenues par la pression de dégénérescence des neutrons. Pour les étoiles à neutrons non tournantes, il existe également une masse gravitationnelle critique (c'est-à-dire M_TOV ) connue sous le nom de limite d'Oppenheimer, au-dessus de laquelle l'étoile à neutrons s'effondrera en un trou noir.

Établir une limite Oppenheimer précise est assez difficile. Seules des limites souples peuvent être fixées sur la base du premier principe. De nombreuses évaluations spécifiques dépendent fortement du modèle. Le M_TOV résultant sont diverses et les incertitudes sont grandes.

L'équipe du professeur Fan a affiné l'inférence de M_TOV en incorporant des observations multi-messagers robustes et des données de physique nucléaire fiables, contournant les incertitudes présentes dans les modèles antérieurs. Cela inclut l'exploitation des progrès récents dans les mesures de masse/rayon des détecteurs d'ondes gravitationnelles LIGO/Virgo et de l'explorateur de composition intérieure des étoiles à neutrons (NICER).

En particulier, ils ont incorporé les informations sur la coupure de masse maximale déduite de la distribution de masse de l'étoile à neutrons et ont considérablement réduit l'espace des paramètres, conduisant à une précision sans précédent dans le M_TOV déduit. . Trois différents modèles de reconstruction d'équation d'état (EoS) ont été utilisés pour atténuer les erreurs systématiques potentielles, donnant des résultats presque identiques pour M_TOV. et le rayon correspondant, qui est de 11,9 km avec une incertitude de 0,6 km dans trois approches indépendantes de reconstruction EoS.

L'évaluation précise du M_TOV a de profondes implications pour la physique nucléaire et l’astrophysique. Cela indique une EoS modérément rigide pour la matière des étoiles à neutrons et suggère que les objets compacts avec des masses comprises entre environ 2,5 et 3,0 masses solaires, détectés par LIGO/Virgo, sont plus susceptibles d'être les trous noirs les plus légers. De plus, les restes de fusion de systèmes d'étoiles à neutrons binaires dépassant une masse totale d'environ 2,76 masses solaires s'effondreraient en trous noirs, tandis que des systèmes plus légers entraîneraient la formation d'étoiles à neutrons (supramassives).