Étoile étrange

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Une étoile étrange (ou étoile à quarks) est une étoile très dense composée de quarks déconfinés, la plupart d'entre eux étant des quarks étranges. Le terme « étrange » doit être ici compris seulement comme étant le nom des particules quarks qui composent l'objet. Ces quarks S constituent les particules ayant un nombre quantique « d'étrangeté » non nul (la matière ordinaire en est dépourvue). C'est un des six types de quarks existants.

Théorie[modifier | modifier le code]

Imaginé par le physicien américain Edward Witten, ce type d'étoile « encore hypothétique » a été théorisé par deux Polonais, Pavel Haensel et Julian Zdunik, et par l'astrophysicien français Richard Schaeffer. Une telle « étoile » devrait être très petite, plus petite encore que les étoiles à neutrons, mais extrêmement dense. Une masse entre une et deux fois celle du Soleil serait contenue dans une sphère d'une dizaine de kilomètres de diamètre en moyenne. Une croûte de matière ordinaire enceindrait cette « soupe de quarks », comme la surnomment les scientifiques. Leur température de surface serait comprise entre 10 000 et 100 000 degrés celsius et une durée de vie de plus 100 milliards d'années.

En théorie, lorsque le neutronium d'une étoile à neutrons massive est soumis à une pression suffisante causée par la gravité de l'étoile, les neutrons du cœur s'effondrent et fusionnent, libérant les quarks qui les composent, pour former ainsi de la matière étrange. Une graine de cette nouvelle sorte de matière « ronge » de l'intérieur le neutronium, transformant l'étoile entière par cette transition de phase vers une densité de l'ordre de 1 à 2 milliards de tonnes par cm3.

L'étoile devient alors une étoile étrange, ou une étoile à quarks. La matière étrange est composée de quarks U (up) et D (down) comme les nucléons ordinaires, et S (strange : étrange en anglais) liés entre eux directement par l'interaction dite « de couleur ». Les quarks S apparaissent en plus de ceux des neutrons, car ils forment un nouvel état stable de la matière, comme le neutronium l'était vis-à-vis des nucléons. Cette étoile étrange devient alors une sorte de baryon unique et gigantesque, entouré par une couche de matière plus « ordinaire » : neutronium et matière dégénérée (électrons + nucléons). Une étoile étrange se situe à mi-chemin entre l'étoile à neutrons et le trou noir, tant sur le plan de la masse que sur le plan de la densité, et si suffisamment de matière est ajoutée à une étoile étrange, elle va s'effondrer sur elle-même pour devenir un trou noir.

Bien que le scénario attendu de la formation de ce type dʼétoile soit l'effondrement gravitationnel d'une étoile à neutrons (voir ci-dessus) ; le gigantesque « baryon » obtenu est lié par l'interaction de couleur, avant de l'être par la gravité, contrairement à ce qui en est pour les étoiles à neutrons. Ces dernières ayant une masse (théorique) minimale de 0,09 masse solaire[1] alors que théoriquement les étoiles à quarks n'auraient pas de masse minimale.

Ces associations (théoriques) de quarks ont été évoquées pour faire part de la matière sombre de l'Univers. Elles auraient été formées dans les premiers instants du Big Bang, mais leur conservation jusqu'à notre époque n'était pas assurée.

Observations[modifier | modifier le code]

Les étoiles étranges sont pour le moment théoriques, mais les observations du satellite Chandra le ont permis de trouver deux candidates, PSR J0205+6449, située dans le rémanent de supernova 3C 58 – dont l'association avec la supernova historique SN 1181 est considéré comme probable[2] – et RX J1856.5-3754[3], qui étaient précédemment classées comme étoiles à neutrons. Mais l'observation révèle qu'elles sont plus petites et plus froides que prévu pour des étoiles à neutrons. Ces observations et déductions sont cependant toujours sujettes à controverses dans la communauté scientifique.

Durée de vie dans l'univers[modifier | modifier le code]

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Malheureusement, tous les scientifiques pensent qu'elle est inconnue. les scientifiques pensent hypothétiquement (à ~50 %) que leur espérance de vie est de 10 exposant 70~80 années, car les quarks up et down ont une durée de vie infinie. De plus, étant donné que les quarks sont retenus par la gravité, ces objets désobéissent à la théorie de la grande unification, et vivront par conséquent plus longtemps qu'un trou noir de 100 masses solaires. La mort de ces objets se fera à partir de l'effet tunnel, les faisant s'effondrer en trou noir qui s'évaporera petit à petit.

Voici par exemple la durée de vie théorique de plusieurs objets cosmiques :

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Livres[modifier | modifier le code]

  • Sciences et vie, hors série n°242
  • L'Univers en questions

Notes[modifier | modifier le code]

  1. Le destin de l'Univers (Trous noirs et énergie sombre), Jean-Pierre Luminet, éditions Fayard 2006, page 204.
  2. Le destin de l'Univers de Jean-Pierre Luminet, éditions fayard 2006, page 207.
  3. Le destin de l'Univers de Jean-Pierre Luminet, éditions fayard 2006, page 208.