Avec la classification des étoiles mise au point par les calculatrices du Harvard College Observatory et les progrès liés à la publication du diagramme de Hertzsprung-Russell, l’étape suivante dans l’étude des étoiles est une compréhension plus approfondie de leur composition et l’investigation de la source de leur énergie.
L’hydrogène : élément le plus commun de l’Univers
Née en Angleterre et éduquée à Cambridge, Cecilia Payne émigre en 1923 vers les Etats-Unis pour de meilleures perspectives de carrière et va rejoindre Harlow Shapley, directeur du Harvard College Observatory depuis 1921.
Elle s’appuie sur le travail théorique de l’astrophysicien indien Meghnad Saha sur l’ionisation des gaz pour étudier la relation entre type spectral d’une étoile et température à sa surface. Elle finit sa thèse en 1925 et montre que les raies spectrales d’une étoile sont déterminées par l’ionisation du gaz à sa surface, donc par sa température, pas par sa composition chimique. Les types spectraux observés par les calculatrices d’Edward Pickering s’expliquent donc par une gamme de température, non par une gamme de composition chimique.
Découverte encore plus remarquable, Cecilia Payne met en évidence, pour la première fois, que les étoiles contiennent beaucoup plus d’hydrogène et d’hélium que d’éléments plus lourds comme le carbone ou le fer, donc que l’hydrogène est l’élément le plus abondant dans l’Univers. Malheureusement, elle est en avance sur son temps, la communauté astronomique spécule encore que la composition des étoiles doit être très similaire à celle de la Terre. Henry Norris Russell, l’une des autorités de l’époque, va la convaincre de présenter ce deuxième résultat comme erroné.
Russel va continuer à étudier de façon plus détaillée les raies d’absorptions stellaires et parvient cependant à la même conclusion en 1929 : l’hydrogène est le composant principal de l’atmosphère des étoiles. L’astronome danois Bengt Strömgren montrera en 1932 qu’il en est de même pour l’intérieur des étoiles. L’hydrogène est dorénavant l’élément le plus commun dans l’Univers.
La source d’énergie des étoiles
Au début du siècle, la source d’énergie des étoiles reste encore un mystère. La meilleure explication proposée jusqu’alors, la transformation de l’énergie gravitationnelle en chaleur par contraction, permettrait seulement à une étoile de type solaire de briller pendant quelques dizaines de millions d’années. Mais les observations accumulées par géologistes et biologistes sur l’évolution de notre planète indiquent déjà à l’époque que le Soleil doit avoir brillé pendant des centaines de millions d’années.
C’est du niveau subatomique que va surgir la réponse. La radioactivité de l’uranium est découverte en 1896 par Henri Becquerel, le polonium et le radium par Marie Curie en 1898. Le radium est beaucoup plus radioactif que l’uranium et montre qu’il existe au cœur de la matière une source d’énergie extraordinaire. Les éléments lourds comme l’uranium et le radium sont cependant trop rares pour expliquer l’énergie du Soleil.
L’équivalence entre masse et énergie est proposée en 1900 par Henri Poincaré et établit comme un principe général par Albert Einstein en 1905. Cette équivalence montre que la matière peut être transformée en énergie et produire une quantité d’énergie beaucoup plus grande que les réactions chimiques.
En 1915 et 1919, respectivement, le chimiste américain William Draper Harkins et le physicien français Jean Perrin spéculent de façon indépendante que les étoiles obtiennent leur énergie de la transformation de l’hydrogène en hélium, sans pouvoir fournir de détails très précis.
En 1920, le chimiste britannique Francis William Aston prend des mesures très précises de la masse des atomes et montre que la masse d’un noyau d’hélium, composé de deux protons et de deux neutrons, est plus faible que la masse de quatre protons libres, d’environ 0.7 pour cent. Arthur Eddington comprend l’importance de ce résultat et suggère que, si les étoiles transforment leur hydrogène en hélium, cette différence de masse au niveau atomique est libérée sous forme d’énergie. La célèbre formule d’Einstein lui permet d’estimer cette énergie et Eddington montre qu’une étoile de type solaire peut de cette façon briller pendant des milliards d’années.
La nucléosynthèse stellaire
Les détails restent cependant très flous, car la physique nucléaire vient à peine de naître, autant d’un point de vue expérimental que théorique, et ne va mûrir que vers la fin des 1930. La nature exacte des réactions nucléaires au coeur des étoiles va être étudiée par des physiciens comme le russe George Gamow, les américains Robert Atkinson et Charles Critchfield et les allemands Fritz Houtermans et Carl Friedrich von Weizsäcker. Finalement, en 1939, le physicien allemand Hans Bethe fournit une explication quantitative complète de la génération d’énergie par fusion de l’hydrogène au coeur des étoiles de masse similaire au Soleil.
Il reste encore à décrire le fonctionnement des étoiles plus massives et à expliquer l’origine des éléments plus lourds que l’hélium. Ce travail sera complété par l’astrophysicien britannique Fred Hoyle qui explique en 1954 la génération des éléments lourds jusqu’au fer, puis, en 1957, par Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler et Fred Hoyle qui publient ensemble Synthesis of the Elements in Stars, l’article de référence de la nucléosynthèse stellaire qui explique comment tous les éléments de l’hélium à l’uranium sont produits dans les étoiles ou les explosions de supernovae.
Mis à jour le 12/04/2024 par Olivier Esslinger