Il est possible de calculer par la théorie quelle doit être la masse minimale d'une étoile à neutrons. Leur masse maximale quant à elle avait été évaluée il y a quelques mois à partir des propriétés physiques d'une étoile à neutrons. Ici, pour la masse minimale, des chercheurs japonais l'ont calculée en s'intéressant aux processus qui ont lieu dans le cœur des étoiles massives en fin de vie juste avant et pendant qu'il s'effondre en faisant exploser l'étoile.
Yudai Suwa (Université de Kyoto), et ses collaborateurs Takashi Yoshida, Masaru Shibata, Hideyuki Umeda, et Koh Takahashi ont effectué des calculs poussés d'évolution stellaire et des simulations hydrodynamiques avec rayonnement de neutrinos pour des supernovas a effondrement de coeur. Il s'agit ici des supernovas dites de type II, qui sont produites lorsque des étoiles massives voient leur coeur de fer s'effondrer gravitationnellement sur lui-même, ne pouvant plus produire d'énergie par fusion nucléaire pour compenser la pression gravitationnelle.
Les chercheurs japonais ont utilisé pour leur étude que publie aujourd'hui les Monthly Notices of The Royal Astronomical Society, le paradigme standard des explosions de supernovas à effondrement de coeur, dans lequel les neutrinos qui sont produits au voisinage de l'étoile à neutrons nouvelle-née échauffent fortement la matière "post-choc".
On sait par ailleurs depuis trente ans que les étoiles évoluées ayant un cœur de carbone et d'oxygène (CO) plus massif que 1,37 M⊙ peuvent exploser en supernova et produire une étoile à neutrons.
Mais en-dessous de 1,37 masses solaires, le cœur de carbone-oxygène ne peut pas entamer l'ignition du néon, et va donc rester à l'étape oxygène-magnésium-néon, qui va finir par produire une supernova à "capture électronique" (SN EC) quand le noyau de magnésium va capturer des électrons pour transformer ses protons en neutrons, précipitant l'effondrement puis l'explosion, dont le résidu compact est une étoile à neutron un peu plus massive que les plus légères recherchées ici.
On sait depuis plusieurs décennies que des étoiles de 8 à 12 masses solaires peuvent finir soit en supernovas de type "capture électronique", soit en supernovas "classiques" à effondrement de cœur avec un cœur de fer de faible masse. Des études statistiques ont montré que ces étoiles devaient produire des étoiles à neutrons de faible masse. Mais le mécanisme de formation des étoiles à neutrons de faible masse n'est pas trivial, surtout quand on sait la masse de l'étoile à neutrons produite peut rapidement augmenter par l'accrétion de la matière d'une enveloppe gazeuse massive...
Les astrophysiciens japonais ont donc effectué leurs calculs sur des cœurs d'étoiles de carbone-oxygène (en considérant que toute l'enveloppe résiduelle d'hydrogène et d'hélium a été soufflée auparavant). Ils font augmenter progressivement la masse en partant de 1,37 masses solaires et en augmentant progressivement jusqu'à 1,45 M⊙ pour voir quelle est la masse résultante du cœur de fer après évolution, mais surtout quelle est la masse de l'étoile à neutrons après explosion. Cette plage de masse de cœur entre 1,37 et 1,45 masses solaires correspond à une plage de masse pour l'étoile initiale comprise entre 9,35 et 9,75 masses solaires.
Yudai Suwa et ses collaborateurs trouvent ainsi que pour les coeurs de carbone-oxygène de relativement faible masse qui arrivent à produire un coeur de fer suffisamment massif pour s'effondrer par la suite, les étoiles à neutrons résultantes ont une masse comprise entre 1,172 M⊙ (pour un coeur CO de 1,42 masses solaires) et 1,247 M⊙ (pour le coeur CO de 1,45 masses solaires).
La masse minimale des étoiles à neutrons serait donc de 1,172 M⊙. Or cette valeur trouvée par le calcul théorique correspond étonnamment bien avec la masse la plus petite mesurée pour une étoile à neutrons, à savoir dans le système à deux étoiles à neutrons PSR J0453+1559 : 1,174 ± 0,004 M⊙ (sa compagne faisant 1,559± 0,005) De telles mesures précises de masse d'une étoile à neutrons ne peut être obtenue que dans un système binaire contenant au moins un pulsar.
Les chercheurs japonais indiquent dans leur conclusion qu'à partir de leurs analyses , il peuvent en déduire quelle étoile à neutrons est apparue en premier dans le couple J0453+1559 : la plus grosse. En effet, la moins massive, qui atteint donc la limite basse théorique, ne peut s'être formée qu'à partir d'un cœur de carbone-oxygène dépouillé de toute enveloppe, une enveloppe qui n'a pu se faire accréter que par la première étoile à neutrons du couple, qui en a profité pour gagner un peu de masse au passage.
Source
On the minimum mass of neutron stars
Yudai Suwa, Takashi Yoshida, Masaru Shibata, Hideyuki Umeda, Koh Takahashi
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (10 September 2018)
Illustrations
Vue d'artiste d'un couple d'étoiles à neutrons (Michael Kramer/Jodrell Bank Observatory, University of Manchester)
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