Les ondes gravitationnelles pourraient révéler la présence du quagma dans les étoiles à neutrons

Laurent Sacco, Journaliste

L’Univers observable est un laboratoire de physique des hautes énergies où la nature mène en quelque sorte pour nous des expériences que nous ne pouvons pas mener sur Terre ou difficilement. Cela fait, par exemple, des décennies que les astrophysiciens relativistes échangent des idées avec les physiciens nucléaires pour mieux comprendre tout à la fois la physique des étoiles à neutrons et celle des noyaux sur Terre dans des conditions de températures et de pressions extrêmes qui régnaient aussi au moment du Big Bang.

Pour ces chercheurs, l’ouverture de l’ère de l’astronomie gravitationnelle, avec la détection directe sur Terre des ondes gravitationnelles par les membres des collaborations Ligo et Virgo, a été une formidable nouvelle. Leur excitation a sans doute été à son comble quand ces mêmes membres ont annoncé la détection de la source GW170817, car il est rapidement devenu clair qu’il s’agissait d’une collision d’étoiles à neutrons produisant une kilonova.

Des kilonovae aux quarks

En effet, ces astres sont transparents aux ondes gravitationnelles qu’ils émettent, elles portent codées en elles de nombreuses informations sur leur structure et leur composition. Extrêmement compacts, d’un diamètre de quelques dizaines de kilomètres, ils sont si denses qu’une cuillerée à café de leur matière peut peser jusqu’à un milliard de tonnes environ. Pour les décrire on doit donc aussi bien utiliser les équations de la relativité générale et des modèles d’astrophysique relativiste – on peut les trouver dans le fameux ouvrage Gravitation que le prix Nobel de physique Kip Thorne avait coécrit et publié en 1973 avec ses collègues John Wheeler et Charles Misner – que des modèles décrivant ce que l’on appelle l’équation d’état de la matière nucléaire. Les étoiles à neutrons deviennent alors une sorte de banc d’essai où tester la théorie de la relativité générale d’Einstein et obtenir des précisions sur l’équation d’état de la matière nucléaire et la physique qui la détermine.


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