Bonjour à tous,
La question suivante a étét posée sur un autre forum que je fréquente. Qu'est-ce qu'une étoile à quarks ?
Et j'ai également lu ceci :
http://www.cirs-tm.org/breve.php?id=208
Quelqu'un pourrait-il donner un peu plus d'explications sur ce que pourrait être une étoile à quarks ?
Pourquoi une étoile serait-elle une étoile à quarks plutôt qu'une étoile à neutrons ?
Dans une étoile à neutrons, les neutrons conservent leur individualité : c'est un tas de neutrons tenus ensemble par la compétition entre les forces de gravité et un effet quantique appelé pression de dégénérescence. Ces neutrons sont composés de 3 quarks, mais encore une fois, les quarks restent bien sagement par paquets de 3 dans les neutrons.
Dans une hypothétique étoile à quarks, la matière est si condensée qu'on ne peut plus dire qu'ils forment des neutrons ou quoi que ce soit d'autre, on a juste un gigantesque tas de quarks. En gros, une étoile à quarks c'est la version mégalomane (plein de quarks) d'un neutron (3 quarks).
Justement, j'ai lu que dans les modèles actuels d'étoiles à neutrons, elles possèderaient un noyau composé de quarks, la pression gravitationnelle étant plus grande que la pression de dégénérescence des neutrons. Mais d'autre part, j'imagine qu'une étoile à quarks contient des quarks, certes, mais aussi enocre un peu de neutrons.
Dès lors, je me demandais si les étoiles à quarks sont juste des étoiles à neutrons avec un gros noyau, ou s'il existe une masse critique, à l'instar de la masse de Chandrasekhar pour les naines blanches, au delà de laquelle l'étoile change fondamentalement de nature ? L'étoile à quarks est-elle un cas limite ou un astre totalement différent ?
désolé de te contredire, mais c'est justement un truc que l'on entend dire souvent mais qui est faux. Même si ce que tu dis est juste pour une naine blanche, dans le cas des étoiles à neutrons c'est l'interaction forte qui lutte contre la gravitation. En effet, l'interaction forte est une interaction effective (elle ressort du problème à N corps appliqué à la chromodynamique quantique des quarks qui forment les nucléons) et elle devient répulsive à certaines densités, même si elle est attractive à la densité des noyaux (c'est ainsi qu'elle assure leur cohésion).c'est un tas de neutrons tenus ensemble par la compétition entre les forces de gravité et un effet quantique appelé pression de dégénérescence.
par ailleurs, les étoiles à neutrons ont une structure plus complexe qu'une simple boule de neutrons: dans les parties à basses densités, on a un réseau coulombien de divers noyaux avec des électrons délocalisés. Quand on se dirige vers les densités plus hautes (l'intérieur donc) il apparaît des neutrons libres, puis les noyaux se désagrègent: c'est le coeur externe de l'étoile à neutrons, formé de neutrons, protons et électrons (en gros moins d'un proton pour 10 neutrons).
cependant, si l'étoile est suffisamment massive, la densité au centre peut atteindre des valeurs tellement élevées que l'on ne sait pas encore trop ce qui s'y trouve. Il pourrait y avoir ainsi apparition d'hypérons, ou bien formation d'un condensat de pions voire déconfinement des quarks.
mais ceci ne sont que des hypothèses car d'un point de vue théorique tout ça repose sur de l'interaction forte à N corps à hautes densités (en clair: on est très loin de savoir traiter le problème sans approximations) alors que du point de vue expérimental on est encore plus limité: impossible de reproduire en labo ces conditions. Une fois certains modèles éliminés pour cause de grosses pathologies (du genre vitesse du son prédite plus grande que celle de la lumière) Il ne nous reste que des observations astrophysiques pour juger la crédibilité des modèles.
pour revenir sur un possible coeur de quarks des étoiles à neutrons massives, cela ne suffirait pas à en faire des "étoiles de quarks". Ces dernières seraient une sorte de boule de plasma quark-gluons (voir le dossier Futura: http://www.futura-sciences.com/compr...ssier104-1.php) peut-être entourée d'une écorce formée d'un réseau coulombien, ou peut-être sans rien autour, mais en tous cas sans le moindre neutron libre dans le coeur.
en fait, les étoiles de quarks (on parle souvent "d'étoiles étranges" pour une raison que je donne plus loin) ont commencé à être pas mal étudiées vers 1984. C'est à cette époque que Witten (physicien-mathématicien connu avant tout pour ses travaux dans le domaine des cordes) a émis l'hypothèse selon laquelle l'état fondamental de la matière à la température actuelle ne serait pas formé des neutrons et protons qui nous entourent mais d'un plasma de quarks-gluons dont les quarks étranges seraient le principal représentant (d'où le nom de ces étoiles). En clair: si cette hypothèse est vraie, la matière qui nous forme est metastable...
les étoiles à neutrons et les étoiles étranges sont des objets fondamentalement différents, même si l'existence des secondes est encore une question ouverte. En effet, pour une étoile à neutrons, il existe toujours une masse maximale au-delà de laquelle l'étoile est instable. Mais on montre que cette masse maximale correspond à un rayon minimal de l'étoile. Cependant, ceci repose sur le fait que c'est la gravitation qui "tient ensemble" les constituants des étoiles à neutrons.je me demandais si les étoiles à quarks sont juste des étoiles à neutrons avec un gros noyau, ou s'il existe une masse critique, à l'instar de la masse de Chandrasekhar pour les naines blanches, au delà de laquelle l'étoile change fondamentalement de nature ? L'étoile à quarks est-elle un cas limite ou un astre totalement différent ?
Or, les étoiles étranges sont des systèmes liés par la chromodynamique quantique et non pas la gravitation: ainsi une étoile étrange peut être aussi petite qu'elle veut, la limite étant une sorte de goutte de matière étrange. C'est d'ailleurs l'argument avancé pour l'une des étoiles mentionnées dans l'article cité par Gaëtan: l'une des étoiles observées semble trop petite pour être une étoile à neutrons.
Cependant, du fait de la difficulté qu'il y a à mesurer le rayon d'une étoile qui se trouve à pas mal d'années-lumière de nous (surtout quand le rayon est de l'ordre de quelques kilomètres) la question de la nature de cette étoile est encore ouverte. En tous cas, pour la deuxième étoile mentionnée dans cet article, il a été montré très rapidement après l'annonce de la NASA qu'une étoile à neutrons pouvait très bien expliquer les observations.
il y a en effet un phénomène qui touche aussi bien les étoiles à neutrons que les étoiles étranges que je n'ai pas encore mentionné: la possible existence d'une superfluidité. Ainsi, dans certaines couches des étoiles à neutrons, il a été montré que les neutrons et/ou les protons pouvaient se mettre en paires (de Cooper) grâce à l'interaction forte (ce phénomène a également lieu dans les noyaux des atomes qui nous entoure: on parle souvent de l'importance des "effets collectifs").
Or, l'un des effets de cette formation de paires est de réduire très fortement la capacité calorifique (de même que la viscosité est très fortement réduite dans un superfluide ou l'effet Joule dans un superconducteur). En tous cas, même si on est certain que cette superfluidité des nucléons existe, les incertitudes sur ses détails sont suffisamment larges pour que cet apparent refroidissement rapide de 3C58 (voir l'article cité par Gaëtan) s'explique sans le moindre problème par la superfluidité des nucléons.
une dernière remarque: je disais que la superfluidité pouvait concerner également les étoiles étranges car on peut très bien imaginer dans un plasma de quarks-gluons l'existence d'états liés formés de paires liées par la chromodynamique quantique. On parle alors de "superfluidité de couleur". Mais encore une fois: le problème théorique est très complexe et les détails de ce phénomène sont encore mal compris, alors que d'un point de vue astrophysique l'existence même des étoiles étranges n'est pas encore tranchée.
pour illustrer ce dernier point: certains astrophysiciens travaillant sur le sujet doutent même de leur existence non pas pour des raisons théoriques liées aux quarks et à leur interaction mais du fait de l'absence (selon eux) de scenario réaliste pouvant leur donner naissance (une étoile à neutrons ou un trou noir seraient des objets plus "simples" à former apparemment).
Non non ne sois pas désolé, c'est comme ça qu'on apprend... J'ai écris les choses telles que je les ai apprises mais ça n'est pas précisément domaine et je te remercie de cette précision. Tu as une référence sur ce point ? En fait, j'avais déjà cherché quelque chose sur ce point il y a quelques mois et tout ce que j'ai pu voir (dans des textbooks niveau universitaire) mentionnait la pression de dégénérescence comme cause de stabilité des étoiles à neutron.Citation:
c'est un tas de neutrons tenus ensemble par la compétition entre les forces de gravité et un effet quantique appelé pression de dégénérescence.
désolé de te contredire, mais c'est justement un truc que l'on entend dire souvent mais qui est faux. Même si ce que tu dis est juste pour une naine blanche, dans le cas des étoiles à neutrons c'est l'interaction forte qui lutte contre la gravitation
Merci d'avance !
sur ce point précis, je ne suis pas certain de connaître une référence qui ne soit pas directement un article de revue... peut-être dans un livre qui date un peu mais reste un "bon catalogue" des bases sur les objets compacts:Envoyé par deep_turtle
"Black holes, white dwarfs and neutron stars: the physics of compact objects" par Shapiro et Teukolsky. Mais je ne l'ai pas sous la main et ne te certifie donc pas que ce point soit discuté en détails, même s'ils parlent en tous cas de l'équation d'état de la matière nucléaire à hautes densités.
sinon, sur les objets astrophysiques compacts il y a aussi le cours de dea (d'astro) d'Eric Gourgoulhon. C'est un moins détaillé que le shapiroetteukolsky, mais y'a pas mal de choses très récentes et qui concernent aussi les données observationnelles:
http://luth2.obspm.fr/~luthier/gourgoulhon/
par ailleurs, sur son site on peut aussi trouver les fichiers de certaines présentations qu'il a faites sur les objets compacts dont les étoiles étranges.
Merci beaucoup pour ces explications claires et passionnantes. C'est vraiment génial comme sujet. J'ai lu le dossier sur futura mais pas encore le cours de DEA.(c'est pas pour tout de suite lol)
Il me reste l'une ou l'autre questions.
- Pourquoi n'y a-t-il pas de pression de dégénérescence due aux neutrons ? Ca n'existe pas pour les neutrons ou il faut des densités plus élevées ?
- Pour les naines blanches et les étoiles à neutrons, d'une part la dégénérescence du gaz d'électrons et d'autre part la répulsion forte des neutrons, constituent en quelque sorte une barrière à l'effondrement. Je n'ai pas bien suivit ce qu'il en était pour les étoiles étranges. Le plasma quarks-gluons agit-il aussi comme une barrière à une certaine densité ? Ou bien le plasma quarks-gluons permet-il un équilibre de l'étoile mais sans qu'il existe pour autant une masse critique qui pose problème ?
Je suis pas sûr que mes questions veulent dire quelque chose.
- Que signifie exactement métastable ? Celà signifie-t-il que l'énergie interne d'un plasma quarks-gluons est plus basse que celle des nucléons qui nous constitue, et est donc un état plus stable ? Sommes-nous fait de nucléons parce qu'on a refroidi trop vite ?
Ca fait beaucoup de questions. Y a de l'abus.
J'avais regardé dans le Shapiro et Teukolsky mais je n'y avais pas trouvé les infos que tu mentionnes. Merci pour le lien, je suis preneur aussi pour la ref d'un article de revue (si c'est disponible sur la database ADS ou sur xxx.lanl.gov c'est nickel !).sur ce point précis, je ne suis pas certain de connaître une référence qui ne soit pas directement un article de revue... peut-être dans un livre qui date un peu mais reste un "bon catalogue" des bases sur les objets compacts:
PS : Félicitations Rincevent pour l'ensemble de tes explications sur ces forums, pour ce que j'ai pu en voir c'est toujours clair, précis et documenté... chapeau !
je pense que ce cours-là est abordable à un niveau moins avancé que dea... tout dépend donc où tu en es...
j'ai dit ça?Pourquoi n'y a-t-il pas de pression de dégénérescence due aux neutrons ?
les neutrons sont générés (sinon je ne parlerais pas d'une possible superfluidité), mais contrairement aux électrons qui forment (avec une assez bonne approximation) un gaz parfait de Fermi dans une naine blanche, dans une étoile à neutrons, on a plutôt un liquide de Fermi en interaction pas négligeable du tout... et cette interaction (la nucléaire forte) apporte une contribution à la pression qui est celle qui domine.
Les étoiles à neutrons et les étoiles étranges sont vraiment très différentes. Comme je l'ai déjà dit, les secondes sont plus des boules que des étoiles: la gravitation est un effet de deuxième ordre pour elles (sauf pour celles de masses importantes). C'est-à-dire que d'un côté la matière des étoiles étranges gravite car elle a une masse, mais par ailleurs et surtout l'interaction entre quarks est attractive dès qu'ils s'éloignent un peu les uns des autres (cf le confinement des quarks dans les nucléons). C'est principalement ça qui fait qu'elles sont stables (surtout pour les plus légères).Le plasma quarks-gluons agit-il aussi comme une barrière à une certaine densité ? Ou bien le plasma quarks-gluons permet-il un équilibre de l'étoile mais sans qu'il existe pour autant une masse critique qui pose problème ?
De plus, les quarks ont une autre propriété nommée "liberté asymptotique". En fait, c'est plus une propriété de la QCD que des quarks: à hautes densités, l'interaction "s'annule" et les quarks sont comme libres. Une implication assez importante est que la densité est quasi-constante dans les étoiles étranges.
ainsi, si tu prends une boule de matière étrange et en rajoutes, tu vas augmenter sa masse, son rayon (alors que pour une étoile à neutrons le rayon diminue quand la masse augmente) et aussi dans une moindre mesure la densité. Mais au bout d'un moment (si tu en rajoutes trop de matière), l'effet de la gravitation va devenir non-négligeable et c'est là que tu provoqueras l'effondrement du système une fois une sorte de masse de Chandrasekhar dépassée (les quarks "libres" formant très probablement un gaz de Fermi). Sur cette toute dernière partie j'ai des doutes (légers mais quand même) et je vérifierai pour te confirmer.
c'est l'hypothèse de Witten... d'ailleurs, je suis allé vérifier mes références car il me semblait bien avoir appris récemment que le déconfinement des quarks dans les coeurs d'étoiles compactes avait été proposé avant cela: le modèle des quarks a été proposé par Gell-Mann et Zweig en 1964, et vers 70 on a commencé à proposer des étoiles comportant des quarks ou même complètement formées de quarks. De même l'hypothèse d'une matière faite de quarks déconfinés ayant une énergie plus faible que la matière usuelle a été émise en 71 pour la première fois (apparemment). Simplement, c'est Witten qui a approfondi le truc et ajouté l'idée de la présence de quarks étranges pour rendre le truc plus "favorable". Et le sieur en question étant assez célèbre, il a été pas mal écouté alors que les prédécesseurs avaient été à peine remarqués... Voilà pour les détails historiques...Celà signifie-t-il que l'énergie interne d'un plasma quarks-gluons est plus basse que celle des nucléons qui nous constitue, et est donc un état plus stable ? Sommes-nous fait de nucléons parce qu'on a refroidi trop vite ?
finalement, j'ai trouvé la réponse détaillée à cette question non pas dans un article de revue mais dans un article d'intro pour les étudiants pas trop avancés (enfin, pas trop reculés non plus)... c'est là:je suis preneur aussi pour la ref d'un article de revue (si c'est disponible sur la database ADS ou sur xxx.lanl.gov c'est nickel !).
http://arxiv.org/abs/nucl-th/0309041
euh, merci...Félicitations Rincevent pour l'ensemble de tes explications
mais je ne suis pas à l'abri d'une erreur c'est pour ça que j'essaie de donner des sources car je ne prends pas toujours le soin d'aller les relire quand je réponds à une question de mémoire...
Dernière modification par Rincevent ; 30/05/2004 à 14h24. Motif: correction coquille
Encore merci.
Mais j'ai encore une question.
La gravité est négligeable devant l'attraction entre quark. Mais ne devrait-elle pas reprendre sa place et faire s'éffondrer l'étoile dès que les quarks sont déconfinés ? Pourquoi faut-il une certaine masse pour que la gravité ne soit plus négligeable ? Je ne comprend pas bien pourquoi la densité des quarks déconfinés est quasi-constante.
J'espère ne pas trop abuser.
pour les étoiles de faibles masses uniquement.
tout dépend de la masse totale de l'étoile. C'est un principe vrai pour tout système physique: la gravitation est importante que si la masse totale est suffisante (en gros, il faut comparer l'énergie correspondant à la gravitation et celle correspondant aux autres interactions possibles pour trancher).Mais ne devrait-elle pas reprendre sa place et faire s'éffondrer l'étoile dès que les quarks sont déconfinés ? pourquoi faut-il une certaine masse pour que la gravité ne soit plus négligeable ?
Ca ressort grossièrement du théorème de Gauss qui te dit que si tu as un objet massif plus ou moins sphérique, un élément de matière situé à une distance r du centre ressent la gravitation de toute la masse intérieure à la sphère de rayon r et uniquement celle-là. En réponse à cette attraction, il y a une pression exercée sur les couches internes par cet élément, et de proche en proche, la matière au centre subit une pression de plus en plus élevée (c'est exactement la même chose pour toute les étoiles: la seule différence entre les étoiles étranges et les autres c'est que pour elles il existe une force attractive autre que la gravitation et c'est pourquoi elles n'ont pas de masse minimale alors que toutes les autres étoiles en ont une. Exemple: certaines "étoiles" n'existent pas car leur masse trop faible fait que la gravitation ne parvient pas à compenser la pression de radiation liée aux photons émis).
c'est vrai tant que l'étoile est de faible masse et que la gravitation ne joue pas un rôle primordial. Et cela s'explique par le fait que la façon dont se structure ta matière ne dépend que d'interactions à faibles portées si tu négliges la gravitation: dans un caillou, la densité est quasi-constante car tu as uniquement des forces moléculaires. La grande différence entre la matière faite de quarks déconfinés et la matière usuelle est que pour les quarks il y a comme une "pression du vide" (qui correspond à la force qui les confine) ce qui fait qu'à la surface d'une étoile étrange la densité n'est pas nulle contrairement à ce qui se passe pour les étoiles "normales").Je ne comprend pas bien pourquoi la densité des quarks déconfinés est quasi-constante.
je ne sais pas si c'est beaucoup plus clair... si tu veux un peu plus de détails (en anglais), va voir sur cette page:
http://luth.obspm.fr/~stehle/SiteInt...programme.html
vers 15h il y a un fichier pdf sur ce sujet par D. Gondek-Rosinka
Ok, j'ai compris.
Mille fois merci pour tes explications et ta patience.
Un petit complément d'explication sur les étoiles de quarks
sur le site http://www.open-science.net
(cliquer le mobile "étoiles de quarks").
Je précise un élement de terminologie lié à la réponse précédente de Rincevent. La "pression du vide" dans les quarks lié à leur confinement est le couplage entre quarks au champ représentant la force forte. Ce couplage est vectorisé par des gluons, eux-mêmes couplés au champ de force forte. Pour simplifier il s'agit d'un champ auto-couplé.
Merci pour ce complément d'informations. En effet, la notion de pression du vide m'était restée assez floue. Je lirai tout ça ce soir.
Concernant la pression de dégénérescence des neutrons ...
Je n'ai rien trouvé qui aille dans ce sens. J'ai trouvé un cours d'astrophysique dans lequel on parle de gaz idéal de neutrons. Il y a peut-être, probablement, quelque chose que je n'ai pas entièrement compris. J'aimerais être un peu plus éclairé pour mieux comprendre.
Y a-t-il un lien entre l'interaction forte qui devient répulsive à haute densité et le principe d'exclusion de Pauli ? Comment ce fait-il qu'il y ait autant de confusion à ce sujet ?
le mieux que je peux te recommander si tu veux des détails techniques, c'est le lien que j'ai déjà donné un peu plus haut (mais c'est en anglais):
http://arxiv.org/abs/nucl-th/0309041
c'est l'approximation la plus basique pour modéliser la matière d'une étoile à neutrons. C'est celle qu'ont introduite en 1939 Tolman, Oppenheimer et Volkov lorsqu'ils ont calculé pour la première fois ce à quoi ressemble une étoile à neutrons.J'ai trouvé un cours d'astrophysique dans lequel on parle de gaz idéal de neutrons.
mais c'est une approximation assez mauvaise car il y a une très forte interaction entre les neutrons (c'est l'interaction forte justement), mais tout ça était très très mal connu à leur époque...
absolument pas. Je vais essayer d'éclaircir ça sans trop rentrer dans les détails de l'interaction forte. L'idée sous-jacente, c'est que l'interaction forte n'est pas une interaction fondamentale: les nucléons sentent les nucléons parce que ce sont des boules "blanches" (au sens de la chromodynamique quantique QCD) faites de quarks et gluons.Y a-t-il un lien entre l'interaction forte qui devient répulsive à haute densité et le principe d'exclusion de Pauli ?
si tu prends le modèle théorie quantique des champs des interactions, celles-ci sont véhiculées par des particules. Le cas le plus "simple", c'est l'électrodynamique quantique: deux particules chargées interagissent parce qu'elles échangent des photons. Tu peux regarder ce dossier si tu veux un peu plus de détails:
http://www.futura-sciences.com/compr...ssier176-1.php
quand on a cherché à comprendre comment les nucléons restaient collés dans un noyau (malgré la très forte répulsion coulombienne), on a eu l'idée que c'était parce qu'il existait une interaction "forte" entre neutrons et protons. En s'appuyant sur le modèle de l'électrodynamique quantique, il a donc été proposé (par Yukawa) que l'interaction forte correspondait à l'échange de particules nommés "mésons" par les nucléons. Pour expliquer que l'interaction ne s'exerce qu'à courtes portées, Yukawa a proposé que cela signifiait que le méson était lourd.
cette explication semblait pas mal, surtout que l'on a observé des candidats mésons pas trop longtemps après. Les fameux pions qui sont en effet responsables en grande partie de l'interaction forte. Simplement, tout n'allait pas pour le mieux: la théorie de l'interaction forte et celle de la structure de la matière luttaient un peu face à l'apparition de plus en plus de particules lorsque l'on faisait des expériences à énergies de plus en plus élevées.
la solution est venue avec Gellman (1964) et ses quarks: il (pas tout seul) a en effet proposé que toutes les particules qu'on observait étaient formés de quarks (3 pour un nucléon et plus généralement un baryon; un quark et un antiquark pour un méson). Puis est venue la théorie de l'interaction entre quarks: la chromodynamique quantique (QCD) avec le modèle d'interaction via l'échange de particules nommés gluons.
si maintenant tu regardes l'interaction forte avec le regard de la QCD, tu vois des paquets de 3 quarks (les nucléons) qui interagissent en s'envoyant des petits paquets qu'un quark et un anti-quark (les mésons). Ainsi, le modèle à base d'échange de pions marche bien uniquement à faibles densités car si celle-ci augmente, le modèle d'interaction forte déduit de la QCD change: à plus hautes densités, tu ne peux pas négliger l'interaction entre nucléons via d'autres mésons que les pions (c'est-à-dire via d'autres états liés de paires quark-antiquark).
Or, tu peux montrer que l'aspect attractif ou répulsif de l'interaction (forte ici mais c'est valable de manière générale) dépend du spin de la particule échangée. En clair: elle est attractive à basses densités car elle se fait par échanges de pions (spin 0), mais si tu augmentes la densité d'autres mésons vont être échangés qui n'ont plus le même spin et font que l'interaction devient répulsive (évidemment, cela change encore si tu augmentes encore la densité car de nouveaux mésons vont devoir être pris en compte).
bref... comme tu peux le voir, c'est assez complexe (c'est du problème à N corps, quantique, relativiste, et avec une théorie non-linéaire pour l'interaction) et c'est pour ça que c'est parfois assez obscur ce que l'on entend... en plus, le mythe de la pression de dégénérescence des neutrons est encore pas mal véhiculé, même par des physiciens.
si tu veux lire un bouquin pas mal sur l'histoire des interactions fondamentales, la structure de la matière, etc, je te conseille "les forces de la nature" par P. Davies...
Précisons néanmoins que les protons et les neutrons étant des fermions ils s'empilent suivant leur niveau d'énergie respectifs de façon comparable à l'empilage électronique. Un déséquilibre entre les deux empilages provoquent l'émission d'un électron ou d'un positron suivant que l'excès de neutrons ou de protons.. La force nucléaire dépend non seulement de la distance mais aussi de l'orientation relative des spins. Le principe d'exclusion provoque une force répulsive neutron -neutron proton-proton tandis que la force force induit une attraction proton-neutron d'où la tendance à avoir un équilibre neutron-proton. Dans les noyaux lourds il y a plus de neutron pour compenser le fait que les protons ont un nivea ud'éenrgie plus élevé pour compenser le potentiel électrique, et c'est bien le principe d'exclusion entre neutrons qui empeche un neutron d'occuper un niveau déjà rempli et qui stabilise les étoiles à neutrons (en fait ceci est un peu plus compliqué car l'équation d'état est très difficile à résoudre et le coeur pourrait être constitué d'autres particules).
Encore merci pour toutes ces explications
J'ai lu ce livre il y a quelques années (quand j'étais petit
C'est passionnant en tout cas.
comme je l'ai dit plus haut, c'est loin d'être le seul rôle de l'interaction forte.
non, justement comme je viens de le dire: la stabilité des étoiles à neutrons repose avant tout sur l'interaction forte.(...) et c'est bien le principe d'exclusion entre neutrons qui empeche un neutron d'occuper un niveau déjà rempli et qui stabilise les étoiles à neutrons.
Il est exact de dire que sans l'interaction forte la masse maximale de stabilité d'une étoile à neutron serait réduite d'un facteur 3 (avec un rayon maximum de stabilité ne variant que de 20%). L'interaction forte apporte un facteur correctif important, le socle du calcul reposant toujours sur un gaz de Fermi et le principe d'exclusion (mais celui-ci ne suffit pas à expliquer les caractéristiques effectives j'en conviens).
le correctif est plus qu'un correctif puisqu'il domine. Quant au principe d'exclusion, inévitablement il est à prendre en compte puisque ce sont des fermions. Mais il n'est pas responsable de la résistance à l'effondrement, même s'il y contribue légèrement. Et en tous cas, "gaz de Fermi", non: le terme technique pour les décrire est "liquide de Fermi dégénéré".
- "liquide" car les particules sont très fortement en interaction (la théorie a été développée et ainsi nommée par Landau).
- "dégénéré" car leur température est en-dessous de la température de Fermi du système.
Bonjour !
Vous allez dire qu'il s'agit de "remontage de topic", mais ce n'est pas tout à fait le cas. Quand j'ai tapé ma question, on m'a signalé un échange ancien sur un sujet similaire que j'ai lu avec intérêt. J'ai appris beaucoup en le parcourant, mais je n'y ai pas trouvé de réponses précises aux questions que je voulais poser. J'ai lié mes questions à cet échange pour amorcer la discussion sur cette base plutôt que de repartir à zéro.
Alors, voici mes questions ...
Si des étoiles à quarks existent, il me semble logique de penser que leur rayon serait plus petit que celui des étoiles à neutrons. Si c'est le cas, est-il possible que leur rayon soit plus petit que le rayon de Schwarzschild définissant l'horizon de non retour d'un trou noir et que par conséquent, on ne pourrait faire la différence entre un trou noir et ces étoiles potentielles, car elles nous seraient totalement inaccessibles ?
Je comprends, suite à ma lecture de l'échange mentionné ci-dessus, que l'interaction forte joue un rôle crucial dans la résistance à l'effondrement total de l'étoile, mais existe-t-il malgré tout une masse limite au-delà de laquelle une étoile à quarks ne pourrait plus exister ?
a+ Michel
Savoir c'est bien ... comprendre c'est mieux
salut,
ce qui importe n'est pas le rayon en soi mais le rayon pour une masse donnée (cf. le rayon de Schwarzchild qui est défini pour une masse M donnée), ce qui est relié au fait que la compacité (rapport masse/rayon) est le paramètre permettant de "jauger" les objets astrophysiques relativistes (de plus, en théorie tout du moins, il est plus facilement observable car relié au décalage vers le rouge gravitationnel).
pour résumer : pour une masse donnée, une étoile de quarks ne peut absolument pas avoir un rayon plus petit que le trou noir de même masse. Mais un trou noir de rayon donné peut être plus "grand" qu'une étoile étrange si la masse de celle-ci est suffisamment faible par rapport à celle du trou noir.
Sur le papier, on a donc l'impression que la confusion n'est pas possible. Reste toutefois qu'il ne faut pas oublier qu'en pratique les masses, rayons et compacités sont difficiles à mesurer, entachés de barres d'erreur, et que du coup l'identification trou noir/objet sans horizon n'est pas toujours simple... ce qui fait aussi que l'existence des étoiles étranges reste une question ouverte...
oui, mais comme celle des étoiles à neutrons elle est mal connue car dépend de "détails microphysiques" mal maîtrisés. Pour dire ça de manière concise : l'équation d'état (pression en fonction de la densité) de la matière aux hautes énergies est mal connue (le problème à N corps quantiques en interaction n'est pas trivial, surtout quand l'interaction elle-même est pas très bien connueJe comprends, suite à ma lecture de l'échange mentionné ci-dessus, que l'interaction forte joue un rôle crucial dans la résistance à l'effondrement total de l'étoile, mais existe-t-il malgré tout une masse limite au-delà de laquelle une étoile à quarks ne pourrait plus exister ?), or c'est elle qui détermine la masse maximale.
pour plus de détails regarde par exemple cette présentation qui compare étoiles à neutrons et trous noirs. Tu y verras en particulier plusieurs graphes "masse en fonction du rayon pour une équation d'état donnée" qui sont "l'outil visuel standard" pour trouver la masse maximale. Cette courbe permet d'ailleurs de voir la grande différence entre les deux, c'est-à-dire le fait qu'il n'y a pas de masse minimale pour une étoile de quarks.
Ceux qui manquent de courage ont toujours une philosophie pour le justifier. A.C.
Tout d'abord, merci pour la réponse.
Je réalise que l'état des nos connaissances actuelles ne te permet pas de donner des réponses définitives à mes questions, puisque nous ne sommes pas encore certain de l'existence même de ces étranges "étoiles étranges".
Ceci dit, si elles existent, tu mentionnes ...
Une étoile étrange ne pourrait donc pas se cacher derrière un horizon-de-non-retour qui nous empêcherait de la voir et de l'étudier puisque son rayon ne peut pas être inférieur "au rayon de Schwarzschild" (Rs) d'un trou noir de même masse.
Oups ... là je ne suis pas certain de bien comprendre. Supposons que la masse minimale d'un trou noir soit de 3 masses solaires (Ms). Je comprends alors qu'une étoile étrange de 1,5 Ms (par exemple) pourrait avoir un rayon inférieur au Rs du trou noir de 3 Ms. Mais comme sa masse est inférieure à la masse minimal d'un trou noir, la gravité ne pourrait pas la "compacter" à l'intérieur de son rayon de Schwarzschild et elle demeurerait donc "visible". Ai-je bien compris ?
Merci pour la référence. Je dois avouer que, sans les explications du conférencier, ce matériel est assez hermétique pour moi. Mais je continue mes recherches sur internet pour en comprendre davantage.
J'ai bien vu ces courbes qui montrent qu'il n'y a pas de masse minimal pour une étoile à quarks. Mais si la masse est très faible, la gravité ne peut pas compacter suffisamment la matière pour obtenir un plasma quarks/gluons. Alors, quelle autre "force" pourrait le faire ?
Merci encore.
a+ Michel
Savoir c'est bien ... comprendre c'est mieux
l'état actuel de nos connaissances ainsi que de nos observations... le problème est qu'on parle ici d'objets fort lointains et "assez mal observés"...
de manière générale, dès que tu as un horizon, tu as par définition un trou noir : l'horizon est ce qui définit ce dernier. Par ailleurs, derrière le type d'horizon qui apparait lors d'un effondrement gravitationnel, certains théorèmes (dûs à Penrose, Hawking, etc.) montrent qu'il est inévitable qu'apparaisse une "singularité". Cela ne signifie pas que la singularité est physique (elle est probablement rendue "floue" par des effets quantiques), mais au minimum cela assure que derrière l'horizon tu ne peux pas avoir un "objet physique presque usuel" du genre une étoile de quarks.Une étoile étrange ne pourrait donc pas se cacher derrière un horizon-de-non-retour qui nous empêcherait de la voir et de l'étudier puisque son rayon ne peut pas être inférieur "au rayon de Schwarzschild" (Rs) d'un trou noir de même masse.
oui et non. Ce que tu dis n'est ni complètement faux ni complètement exact. Premier problème : il n'existe pas de masse minimale pour un trou noir. Pour tenter d'éclaicir ce que je disais avant, le principe est que si tu connais la masse d'un objet astrophysique et son rayon, tu peux à coup sûr dire si c'est un trou noir ou pas. En effet, si le rayon est plus grand que le rayon de Schwarzschild qui correspond à la masse, alors l'objet n'est pas un trou noir. En revanche, si tu ne connais pas le rayon, tu ne peux pas savoir quel est l'objet juste en connaissant sa masse (sauf si cette dernière est plus grande que la masse maximale des étoiles étranges et étoiles à neutrons) car pour une masse (suffisamment faible) donnée, tu auras toujours un trou noir ou une étoile étrange associée. Simplement de rayons différents. Le problème étant évidemment qu'en astrophysique observationnelle, il est pas toujours facile de connaître la masse et il est presque toujours difficile de connaître le rayon...Supposons que la masse minimale d'un trou noir soit de 3 masses solaires (Ms). Je comprends alors qu'une étoile étrange de 1,5 Ms (par exemple) pourrait avoir un rayon inférieur au Rs du trou noir de 3 Ms. Mais comme sa masse est inférieure à la masse minimal d'un trou noir, la gravité ne pourrait pas la "compacter" à l'intérieur de son rayon de Schwarzschild et elle demeurerait donc "visible". Ai-je bien compris ?
désolé... regarde la page 15. Tu y verras comparée la courbe "masse en fonction du rayon" pour (à gauche) un objet du genre "étoile de quarks" et (à droite) une étoile à neutrons. La courbe de gauche montre que la masse et le rayon d'une étoile de quarks peuvent être aussi petits qu'on veut, alors que pour une étoile à neutrons il existe un rayon et une masse minimale, avec en plus la différence suivante : moins une étoile à neutrons est massive, plus son rayon est grand. La raison est que quand elle est moins massive, la force de gravitation faiblie et "retient moins bien" la matière externe. La masse minimale correspond donc au moment au l'étoile à neutrons est tellement légère que sa gravitation est trop faible pour retenir ensemble les particules qui la composent. Dans le cas d'une étoile de quarks, l'histoire pourrait être plus ou moins la même, à ceci près que la force de couleur entre quarks est là. Quand l'objet est trop peu massif pour que la gravitation importe, la force de couleur devient prépondérante et domine le comportement de l'objet qui reste néanmoins lié grâce à elle.Merci pour la référence. Je dois avouer que, sans les explications du conférencier, ce matériel est assez hermétique pour moi.
le principe ici n'est pas de "compacter" mais de "garder lié". Autrement dit, la densité est un paramètre donné. Une façon de voir ça c'est de comprendre qu'un morceau de matière ne va pas spontanément évoluer vers l'état "plasma de quarks-gluons", en revanche il est possible que l'effondrement du coeur de fer d'une étoile massive en fin de vie amène la matière centrale à des densités suffisantes pour que se forme ce plasma. Et une fois celui-ci formé (c'est-à-dire une fois une certaine densité centrale atteinte), la force qui garde l'objet cohérent est la force de couleur, la gravitation n'étant importante que si la masse est suffisamment grande : c'est la gravitation (et plus précisément son caractère relativiste) qui est derrière l'existence d'une masse maximale des étoiles de quarks.J'ai bien vu ces courbes qui montrent qu'il n'y a pas de masse minimal pour une étoile à quarks. Mais si la masse est très faible, la gravité ne peut pas compacter suffisamment la matière pour obtenir un plasma quarks/gluons. Alors, quelle autre "force" pourrait le faire ?
Ceux qui manquent de courage ont toujours une philosophie pour le justifier. A.C.
Merci beaucoup Rincevent !
Ça répond très bien à mes questions tenant compte de l'état actuel de nos connaissances.
a+ Michel
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