Étoiles exotiques

Je vous avais déjà parlé de la vie et la mort des étoiles. Il s'agissait des étoiles que l'on peut qualifier de normales, celles de tous les jours toutes les nuits.

Eh bien, il n'y a pas que les protons et les neutrons dans l'univers. Voici pour rappel le bestiaire actuel :

Toute la matière habituelle, dont nous sommes fait, est composée de protons et neutrons, eux-mêmes composés des quarks up et down, en ajoutant les électrons pour assurer la neutralité électrique. Ajoutons le photon qu'on aime bien, et nous avons la majorité de l'univers visible.

Comme en plus on cherche une victime pour expliquer la présence de la matière noire, il est tentant de piocher dans notre collection de particules, et d'imaginer de nouveaux astres qui ne seraient pas composés de protons et de neutrons : ce sont les étoiles dites exotiques. Et comme nos astrophysiciens sont imaginatifs, ils ne se sont pas arrêtés à ce tableau, ils envisagent même d'autres particules hypothétiques.

Du coup, c'est un peu la foire.

« boson star » en anglais. Parfois aussi « dark boson star » ou « ghost star ».

Les bosons, c'est tentant, car ils présentent quelques particularités étranges. Ils suivent la statistique de Böse-Einstein, car ce sont des particules de spin entier (et pas demi-entier comme nos habituels fermions), et forment une meute rigolote, le condensat de Böse-Einstein.

L'onde qui forme le condensat a tendance à délocaliser ses composants, et c'est la gravité qui va les tenir rassemblés.

Pour commencer, il faudrait déjà trouver un boson stable, pas comme le muon qui possède une durée de vie très courte. Et qu'en plus un rassemblement par effondrement gravitationnel se soit formé, par exemple au début du Big Bang donnant naissance à ces fameuses étoiles à bosons.

Il existe tout un bestiaire d'étoiles à bosons : à spin 0, à spin 1, chargé, en rotation, avec une coque, en oscillation, avec des potentiels bizarres...

Les calculs indiquent qu'une étoile à bosons avec une masse élevée sera composée de bosons de faible masse, et à l'inverse, une petite étoile à bosons aura des bosons de masse plus importante. Du coup, le boson de Higgs est un mauvais candidat, trop massif, l'étoile à bosons résultante serait trop petite.

Notez aussi que ces étoiles ne sont pas assez denses pour pouvoir former un trou noir, donc pas d'horizon des évènements.

Si la symétrie sphérique est une solution évidente, lorsqu'une étoile à bosons est en rotation, elle adopte la forme d'un tore.

Il existe une masse maximale, de l'ordre de 10¹⁰ ☉ (masse solaire), et un minimum de l'ordre d'une masse solaire. Le champ scalaire complexe (qui remplace le champ électromagnétique) va à l'infini, mais diminue exponentiellement. Cette étoile ne présente pas vraiment de surface...

À part la gravitation, les bosons n'interagissent pas (ou très peu) avec la matière ordinaire : ils sont transparents. Du coup, circulez, il n'y a rien à voir, exception faite de trajectoires inattendues des objets matériels habituels, qui pourraient carrément traverser une étoile à bosons sans effet particulier. Nous avons donc un candidat intéressant pour expliquer la matière noire...

L'étoile à bosons seule peut présenter un anneau de lumière, ce qui ne facilite pas la différence avec un trou noir.

Si un astre passe près d'une étoile à boson, les effets gravitationnels seront du même genre que celui d'un trou noir, l'échauffement des gaz provoquant une émission électromagnétique intense.

Mais l'astre pourrait traverser l'étoile à bosons, et, à la différence d'un trou noir, "ressortir", ce que les astrophysiciens traquent assidûment... Mais aussi dans les couples où on voit une étoile normale, et manifestement un compagnon assez gros qui n'émet rien.

Les ondes gravitationnelles pourraient également nous renseigner, mais la précision actuelle (en 2025) est insuffisante pour faire la différence avec un trou noir.

« Planck star » en anglais.

Les trous noirs posent un problème violent de singularité où la densité deviendrait infinie, rien n'empêchant matière de s'effondrer sur elle-même. Par exemple, dans une étoile normale, l'effondrement provoquent des réactions nucléaires qui augmente la température, et il en résulte une pression qui le contrarie.

Carlo Rovelli et Francesca Vidotto proposent que, dans le cadre de la gravitation quantique à boucles, la densité soit limitée par la densité de Planck. Ça ne change rien vu de l'extérieur, le trou noir présente toujours la même allure, mais la singularité n'existe plus.

La densité de Planck est issue de la mécanique quantique, et est le rapport la masse de Planck (la plus grande masse possible pour une particule unique) et du volume de Planck, le cube de la distance de Planck (distance où la gravité ne serait plus valide, il faut alors utiliser la mécanique quantique, une sorte de distance minimale possible).

La valeur de la densité de Planck est d'environ 5,15 × 10⁹⁶ kg m⁻³.

Donc le trou noir reste identique à lui-même au-delà de l'horizon des évènements (on parle parfois de trou noir avec noyau de Planck), mais au moins les physiciens dormiront plus tranquilles en l'absence de singularité.

Les trous noirs, c'est troublant.

« quark star » en anglais.

Proposée en 1965 par les physiciens soviétiques D.Ivanenko et D.Kurdgelaidze, une autre solution pour éviter la singularité d'un trou noir est la formation d'un état particulier de matière où ce sont les quarks qui forment directement une mer, aidés par les extrêmes pression et température provoquées par l'effondrement gravitationnel.

Cela pourrait se former à l'intérieur d'une étoile à neutrons où la pression de dégénérescence (principe d’exclusion de Pauli) compense l'attraction gravitationnelle, et à partir d'un certain point, elle devient insuffisante et on passe à la mer de quarks qui prennent le relai avec leur propre pression de dégénérescence (éventuellement aidés par les forces électromagnétiques répulsives).

Du coup, on pourrait confondre ces étoiles à quarks avec une étoile à neutrons, surtout s'il reste une coque de neutrons.

Il se pourrait que la masse d'une étoile à quarks devienne suffisante pour que cette pression de dégénérescence soit dépassée, et un trou noir se formerait (avec sa singularité ?).

« strange star » ou « strange quark stars » en anglais.

Il est possible que la température requise pour former une mer de quarks soit plus faible s'il s'agit de quarks « strange ». Une partie des quarks up et down se transformeraient en quarks strange, et on aurait alors une « étoile étrange ».

Ceci dit, nous sommes imaginatifs, et d'autres combinaisons de quarks avec divers gluons sont proposées pour former un plasma quarks-gluons. Il y en a toute une tirée.

Les préons sont des particules subatomiques hypothétiques qui composeraient les quarks, les leptons, éventuellement aussi les bosons de jauge. Si les préons fermioniques existent, alors il devrait exister aussi un objet compact, une étoile à préons.

Une étoile à préons aura des densités énormes, dépassant 10²³ kg/m³, plus qu'une étoile à neutrons ou une étoile à quarks. Elle pourrait avoir été créée à partir d'une supernova ou directement au Big Bang.

Évidemment candidates pour représenter la matière noire.

« electroweak star » en anglais.

Dans la recherche de solutions pour éviter la singularité du trou noir, la conversion des quarks en leptons via la force électrofaible provoque une pression de radiation suffisante pour qu'un corps de la taille d'une pomme et contenant 2 masses terrestres puisse être stable (avec émission de neutrinos).

« Q-star » en anglais.

Q pour la conservation de la charge baryonique, stabilisant la matière contre la conversion des forces faibles, fortes et électromagnétiques.

Consultez le papier ci-dessous pour en savoir plus.