Une cuillère à café bien pleine, et la balance affiche un milliard de tonnes. C'est à peu près ce que pèserait la matière d'une étoile à neutrons si l'on pouvait la prélever et la peser. Ces objets naissent après l'explosion d'une supernova : le noyau de l'étoile se comprime en une sphère de la taille d'une ville, et la densité dépasse celle du noyau atomique.

À l'intérieur de cette sphère, les atomes tels que nous les connaissons disparaissent. Les protons et les électrons s'écrasent les uns contre les autres pour former un liquide de neutrons. Mais plus profondément, d'autres particules peuvent apparaître : des hyperons, des condensats de pions, ou même de la matière étrange de quarks. Les auteurs du chapitre retracent la manière dont les théoriciens ont construit les équations d'état (les règles reliant pression et densité) pour décrire cette garniture exotique. Des premiers modèles relativistes aux calculs modernes impliquant de nombreux types de particules, l'histoire des idées évoque un puzzle dont chaque nouvelle pièce se révèle à travers les données des collisionneurs et des télescopes.

Aujourd'hui, l'équation d'état n'est pas qu'une théorie. C'est un pont entre les calculs microscopiques des forces nucléaires et les observations macroscopiques : masses des étoiles, refroidissement, sursauts. La prochaine décennie promet de nouvelles données des détecteurs terrestres d'ondes gravitationnelles et des observatoires à rayons X. La recette de la matière la plus dense de l'Univers continue donc de s'affiner, et la cuillère à café d'un poids inimaginable reste notre principal repère.