Une étude théorique récente de l’Irfu a permis d’infirmer un mécanisme lié à la matière noire prétendant expliquer l’anomalie de la durée de vie du neutron. En effet, les contraintes fortes, extraites de ce mécanisme, rendent impossible la prédiction théorique des étoiles à neutrons de 2 masses solaires dont on connait pourtant l’existence. Cette étude a été conduite en collaboration avec des physiciens de l’Université d’Adélaïde en Australie, et sera prochainement publiée dans la revue J. Phys. G. Basé sur des calculs théoriques de physique nucléaire, combinés à des observations astronomiques, ce cas illustre bien la fécondité des approches transverses en physique.
La nature de la matière noire reste mystérieuse malgré les intenses recherches menées depuis plusieurs décennies. Par définition, ces particules subissent la gravitation et n’interagissent pas avec les photons, ce qui permet d’expliquer pourquoi les galaxies tournent plus vite que permis par leur masse visible. Pour le reste, on sait seulement que ce sont des particules neutres et qu’elles ne font pas partie du modèle standard.
Dans ce contexte, on comprend que les nouvelles idées sont les bienvenues et celle proposée très récemment par Fornal and Grinstein [1] était plutôt originale. En effet, le neutron se désintègre selon le processus :
n → p + e– + νe (1)
et on sait que la durée de vie du neutron est légèrement plus grande si on la mesure en détectant le proton issu de la désintégration que si on la mesure de façon inclusive, c’est-à-dire en étudiant le taux de disparition des neutrons. Leur interprétation était que dans le cas inclusif on tiendrait compte d’un canal de désintégration vers une particule de matière noire, nommée χ dans la suite. Evidemment, ce mécanisme semble contredire certaines connaissances élémentaires. Par exemple, qu’est ce qui empêche les noyaux stables d’acquérir au fil des désintégrations une composante de matière noire? D’autre part, comme la matière noire n’est pas dans le modèle standard, la transition n → χ viole la conservation du nombre baryonique. Fornal and Grinstein ont montré que ces objections ne tiennent pas si la masse de la particule de matière noire vérifie 937.9 MeV < mχ < mn car les transitions posant problème sont alors cinématiquement bloquées. Quand on sait que même l’ordre de grandeur de mχ n’est pas connu, une telle contrainte serait du pain béni pour les recherches directes.
Figure 1: Pression en fonction de la densité d’énergie, c’est-à-dire l’équation d’état, calculée dans le modèle QMC avec et sans matière noire.
Dans la fenêtre permise, il y a 2 types de désintégration possibles. Une première expérience a déjà éliminé la transition n → χ + γ [2] et il reste la possibilité n → χ + χ′ où χ′ est une particule de matière noire légère. Ce canal est bien plus difficile à exclure et c’est là que les étoiles à neutrons viennent à la rescousse [3, 4, 5].
Ces résidus du collapse gravitationel des étoiles massives (supernovae type II) ont une masse qui peut atteindre 2 masses solaires [6] et un rayon de 15 km ou moins. La densité au centre est 5 à 10 fois celle qui existe dans le noyau des atomes et la température à la surface après 1 million d’années est environ 1 million de degrés. A quelques centaines de mètres de profondeur la densité est telle que les noyaux atomiques sont dissous en une matière nucléaire uniforme qui est analogue à ce qui existe à l’intérieur des noyaux. La différence est, d’une part que la densité peut être beaucoup plus grande, et d’autre part que cette matière contient surtout des neutrons, d’où le nom. La petite fraction de protons voit sa charge compensée par les électrons ou les muons.
La résistance à la force gravitationelle est fournie par la pression de la matière. Qualitativement, on a d’une part la pression d’un gaz de neutrons à température nulle et dont l’origine est simplement la vitesse des diverses particules. Elle existe indépendamment des interactions. D’autre part, il y a la répulsion à courte distance entre les neutrons, le fameux coeur dur de la force nucléaire. Cette dernière domine à très haute densité et permet d’avoir des étoiles à neutrons jusqu’à 2 masses solaires plutôt que des trous noirs.
Supposons maintenant que les neutrons de l’étoile soient autorisés à se désintégrer en matière noire. Un nouvel équilibre va progressivement s’établir et on peut deviner ce qui va se passer. Premièrement, la densité de neutrons va diminuer au profit de la matière noire et la perte de pression du coté des neutrons n’est pas compensée par celle de la matière noire. Deuxièmement, l’effet de la répulsion à courte distance va être réduite car la matière noire ne participe pas à cette interaction. Les deux effets s’ajoutent et conduisent à une réduction de la pression.
Ces arguments sont bien sûr qualitatifs. Pour tirer des conclusions quantitatives, on utilise un modèle réaliste pour calculer l’équation d’état de la matière, c’est-à-dire la relation entre la pression et la densité. Ici on utilise le modèle QMC [7] qui décrit bien les noyaux ordinaires et en même temps prédit des étoiles à neutrons, notamment celle observée de 2 masses solaires. On montre sur la Figure 1 l’équation d’état et comme anticipé on voit que la présence de matière noire diminue considérablement la pression. La conséquence pour la masse des étoiles à neutrons est spectaculaire, comme on le voit sur la Figure 2. La masse maximale atteint à peine 0,7 masse solaire ce qui est contredit par les observations. On peut donc affirmer que le scénario proposé par Fornal et Grinstein, pour expliquer l’anomalie de la durée de vie du neutron, est exclu.
Figure 2: Masse de l’étoile à neutrons en fonction du rayon, avec et sans matière noire.
Ce cas illustre bien l’unité de la physique et la fécondité des approches transversales. Le concept de matière noire, issu d’observations astronomiques, ne fait pas partie du modèle standard de la physique des particules. Pourtant un scénario invoquant cette matière noire pourrait expliquer le désaccord entre deux mesures de la durée de vie du neutron. Des calculs théoriques de physique nucléaire, combinés à des observations astronomiques, permettent de rejeter ce scénario. Ce type d’approche préfigure peut-être des démarches qui seront d’autant plus courantes à l’avenir que les étoiles à neutrons viennent d’entrer dans le domaine observationnel des ondes gravitationnelles.
References
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[1] B. Fornal and B. Grinstein, “Dark Matter Interpretation of the Neutron Decay Anomaly,” arXiv:1801.01124 [hep-ph].
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[2] Z. Tang et al., “Search for the Neutron Decay n → X + γ where X is a dark matter particle,” arXiv:1802.01595 [nucl-ex].
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[3] T.F. Motta, P.A.M. Guichon and A.W. Thomas, “Implications of Neutron Star Properties for the Existence of Light Dark Matter,” à paraître dans J. Physics G, arXiv:1802.08427 [nucl-th].
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[4] G. Baym, D.H. Beck, P. Geltenbort and J. Shelton, “Coupling neutrons to dark fermions to explain the neutron lifetime anomaly is incompatible with observed neutron stars,” arXiv:1802.08282 [hep-ph].
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[5] D. McKeen, A.E. Nelson, S. Reddy and D. Zhou, “Neutron stars exclude light dark baryons,” arXiv:1802.08244 [hep-ph].
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[6] P. Demorest, T. Pennucci, S. Ransom, M. Roberts and J. Hessels, “Shapiro Delay Measurement of A Two Solar Mass Neutron Star,” Nature 467 (2010) 1081 ,arXiv:1010.5788 [astro-ph.HE].
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[7] P.A.M. Guichon, J.R. Stone and A.W. Thomas, “Quark–Meson-Coupling (QMC) model for finite nuclei, nuclear matter and beyond,” Prog. Part. Nucl. Phys. ,arXiv:1802.08368 [nucl-th].
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