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]

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Imaginé en 1965 par les physiciens sovétiques D. Ivanenko et D. Kurdgelaidze [1], ce type d'étoile hypothétique fut 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 entourerait cette « soupe de quarks », comme la surnomment les scientifiques. Leur température de surface serait comprise entre 10 000 et 100 000 Kelvin et leur durée de vie supérieure à 100 milliards d'années. En théorie, lorsque le neutronium d'une étoile à neutrons massive est soumis à une pression suffisante causée par sa gravité, 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 centimètre cube.

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 dans les nucléons ordinaires, et de quarks S (strange : étrange en anglais), tous liés entre eux directement par l'interaction dite « de couleur ». Les quarks S apparaissent en plus de ceux provenant des neutrons, en formant un nouvel état stable de la matière, comme le neutronium l'était vis-à-vis des nucléons. Cette étoile étrange devient alors l'équivalent d'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 situerait 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 doit s'effondrer sur elle-même pour devenir un trou noir.

Bien que le scénario attendu de la formation de ce type d’étoile soit l'effondrement gravitationnel d'une étoile à neutrons (comme expliqué ci-dessus), le gigantesque « baryon » obtenu est lié prioritairement par l'interaction de couleur, plus que par l'action de la gravité, contrairement à ce qu'il en est pour les étoiles à neutrons. Ces dernières ayant une masse (théorique) minimale de 0,09 masse solaire[2] du fait que les quarks u et s (libres ou liés) ont une masse non nulle valant ~2.4 MeV pour u et ~104 MeV pour s.

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

Observations[modifier | modifier le code]

Les étoiles étranges sont pour le moment théoriques, mais les observations du satellite Chandra faites 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 considérée comme probable[3] – et RX J1856.5-3754[4], qui étaient précédemment classées comme étoiles à neutrons. Mais les observations ont révélé qu'elles sont plus petites et plus froides que prévu pour des étoiles à neutrons. Des observations et déductions qui sont cependant toujours sujettes à controverses dans la communauté scientifique .

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. Bibcode : Hypothesis concerning quark stars
  2. Le destin de l'Univers (Trous noirs et énergie sombre), Jean-Pierre Luminet, éditions Fayard 2006, page 204.
  3. Le destin de l'Univers de Jean-Pierre Luminet, éditions Fayard 2006, page 207.
  4. Le destin de l'Univers de Jean-Pierre Luminet, éditions Fayard 2006, page 208.

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Bibliographie[modifier | modifier le code]

  • Sciences et vie, hors série no 242
  • L'Univers en questions

Articles connexes[modifier | modifier le code]