Quelle est l'équation d'état de la matière à l'intérieur des étoiles à neutrons ?
Les cœurs d'étoiles à neutrons compriment la matière à plusieurs fois la densité nucléaire — un régime qu'aucun laboratoire ne peut atteindre. L'équation d'état détermine la masse maximale, le rayon, la déformabilité tidale et si les cœurs contiennent des hypérons, de la matière de quarks ou de nouvelles phases.
Pourquoi c'est difficile
La QCD à haute densité et basse température est numériquement intraitable (le problème du signe). Les mesures masse–rayon comportent des incertitudes de plusieurs kilomètres, et différentes familles d'équations d'état peuvent se mimer dans n'importe quelle observable unique.
Indices actuels
Les pulsars de deux masses solaires fixent une borne dure sur la masse maximale ; la modélisation des profils d'impulsion X de NICER donne R ≈ 12–13 km pour PSR J0030+0451 et J0740+6620 ; le signal tidal de GW170817 défavorise les EOS trop rigides. Il en résulte une bande d'EOS viables resserrée mais encore large de ~10 km.
Approches possibles
Mesures de rayon plus précises par NICER/STROBE-X, paramètres tidaux en ondes gravitationnelles des fusions futures (et ringdown post-fusion), données de collisions d'ions lourds ancrées aux contraintes multimessagères, et progrès en QCD sur réseau et théorie des champs effective chirale.
Sujets liés
Sources
- Neutron Stars — NASA Science
- Neutron Stars — NASA Science updates — NASA Science
- Gravitational-Wave Science — LIGO Scientific Collaboration
- Pulsars — NASA Science