Dense matter properties and neutron star modelling

Propriétés de la matière dense et modélisation d’étoiles à neutron Les étoiles compactes jouent un rôle crucial dans la compréhension de la matière ultra dense et asymétrique en isospin. Nées de l’explosion extrêmement lumineuse d’une étoile massive au dernier stade de sa vie, les étoiles à neutrons peuvent avoir des masses aussi élevées que deux fois celle du Soleil, dans un rayon d’une dizaine de kilomètres, rassemblant ainsi la matière en leur sein dans des conditions extrêmes de densité et de gravité. La physique nucléaire sondée par l’observation des étoiles à neutrons est complémentaire en termes de densité et d’asymétrie en isospin aux expériences terrestres. Dans ce contexte, l’astronomie multi-messagers nous aide à extraire des informations sur l’intérieur des étoiles à neutrons, sur leur structure et sur leur composition. Relier les observations des paramètres macroscopiques à l’équation d’état de la matière des étoiles à neutrons nécessite une solide compréhension des théories de la gravitation et de la modélisation des paramètres macroscopiques de l’étoile. Dans cette thèse, trois aspects de la modélisation de la matière dense qui sont essentiels pour comprendre les propriétés des étoiles à neutrons et leurs caractéristiques macroscopiques sont discutés. Le premier point abordé est la construction de l’équation d’état de la matière dense pour les parties à basse et à haute densité de l’intérieur de l’étoile à neutrons. Une pratique courante au sein de la communauté des astrophysiciens nucléaires consiste à traiter le coeur et la croûte de l’étoile avec des modèles nucléaires différents. Cependant, ce traitement non-unifié de l’équation d’état entraîne des erreurs sur la modélisation des paramètres macroscopiques qui ne sont pas négligeables au regard de la précision actuelle et future des observations. Dans cette thèse, le rôle des équations d’état non-unifiées sur la modélisation de la masse, du rayon, du moment d’inertie et de la déformabilité de marée d’une étoile à neutrons froide est évalué. De plus, des représentations analytiques de l’équation d’état de l’étoile à neutrons basées sur une paramétrisation polytropique par morceaux sont fournies pour plus de cinquante modèles nucléaires modernes et unifiés. Le deuxième sujet présenté dans cette thèse concerne les sources de chaleur déclenchées dans les profondeurs de la croûte des étoiles à neutrons en accrétion. La relaxation thermique observée de quelques astres/objets transitoires en rayons X suggère que l’approximation standard considérant que la croûte est entièrement constituée de matière accrêtée peut ne pas être valide pour les étoiles à neutrons qui n’ont accrêté que de petites quantités de matière. Dans ce manuscrit, l’équation d’état d’une étoile à neutrons en accrétion qui est d’une part constituée d’une croûte en équilibre global sous compression, et d’autre part de matière accrêtée, est calculée. Les sources de chaleur dans la croûte comprimée sont détaillées et comparées aux sources de chaleur déposées dans l’approximation de la croûte entièrement accrêtée. Les captures électroniques sont des réactions qui enrichissent en neutrons la croûte des étoiles à neutrons en accrétion ; ce processus est important pour modéliser la relaxation thermique de l’étoile puisque les captures électroniques déposent de la chaleur dans la croûte. L’impact de la cinétique de cette réaction, qui a été négligé dans les calculs établis précédemment, est calculé pour quelques couches externes des croûtes en accrétion. Le rôle que jouent les taux de réaction de captures électroniques sur la chaleur libérée dans la croûte est non négligeable pour les couches les plus surfaciques de la croûte. Le dernier point abordé dans cette thèse concerne un processus d’émission de neutrinos dans le coeur des étoiles à neutrons, appelé Urca modifié.