Un phare grand comme une ville

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Le pulsar PSR J0614-3329 effectue 318 tours par seconde. Un point à son équateur se déplace à environ 10 % de la vitesse de la lumière. Vu de l'extérieur, l'étoile ressemble à un phare qui tourne si vite que son faisceau se fond en un anneau continu. Mais le télescope NICER, à bord de la Station spatiale internationale, capte des éclats individuels de lumière X et, grâce à leur motif, reconstitue la forme de ce corps invisible.

Les points chauds à la surface de l'étoile sont des régions chauffées par des flux de particules à des millions de degrés. Lorsqu'un point chaud se tourne vers nous, nous voyons un éclat brillant ; lorsqu'il s'éloigne, la lumière s'éteint. Mais la lumière provenant de la face cachée de l'étoile ne se propage pas simplement en ligne droite : la gravité courbe son trajet, comme une lentille. Ainsi, l'éclat d'un point déjà passé derrière l'horizon peut encore nous parvenir. Plus l'étoile est compacte, plus cet effet est fort.

Les scientifiques ont passé en revue des modèles avec deux points circulaires, deux points ovales et trois points circulaires. Le modèle à trois points a le mieux expliqué les observations : son soutien s'est révélé des dizaines de milliers de fois supérieur à celui des concurrents. Pour chaque photon, on a retracé le trajet dans l'espace-temps courbe. Le rayon obtenu est de 9,88 à 12,77 kilomètres, avec une probabilité de confiance de 68 %. C'est moins que certaines estimations précédentes, et cela déplace la rigidité admissible de la matière vers une valeur plus souple.

Auparavant, le rayon de ce pulsar n'était connu qu'approximativement, et l'équation d'état de la matière neutronique laissait une large gamme : du « ressort » à la « pâte à modeler ». Désormais, la gamme s'est rétrécie. Si l'on combine ce nouveau résultat avec les mesures d'autres pulsars, la masse maximale d'une étoile à neutrons non rotative diminue de 2,20 à 2,15 masses solaires. Le rayon d'une étoile typique de 1,4 masse solaire diminue de 12,56 à 12,44 kilomètres. Cela semble être des centimètres, mais pour la physique nucléaire, c'est un décalage notable.

Quand un phare clignote, le marin le reconnaît à son rythme et estime la distance grâce à sa luminosité. Ici, c'est l'inverse : la distance est connue, et c'est à partir de la luminosité et du rythme des éclats que l'on détermine la taille du phare. Plus on pourra mesurer de tels phares, plus la carte de la matière hyperdense sera précise. Et si le phare s'avère plus bas que prévu, il faudra revoir de quoi il est fait.