En 1915, l’astronome Walter Adams parvient enfin à obtenir le spectre de Sirius B. Surprise : cette étoile minuscule est aussi chaude que Sirius A, mais 400 fois moins lumineuse. Comment une étoile presque invisible peut-elle être aussi massive que le Soleil ? Comment peut-elle être blanche, donc chaude, tout en étant si peu lumineuse ?
Adams résume son étonnement [1] :
« La masse considérable de l’étoile […] et sa faible luminosité […] confèrent à son spectre un caractère d’un intérêt exceptionnel. »
Pour plus de détails sur le mystère Sirius B, je vous renvoie à un article déjà publié : 1915, Le mystère Sirius B.
Eddington face à l’absurdité : une étoile qui a besoin d’énergie pour… refroidir
Arthur Eddington, alors maître absolu de la théorie stellaire, comprend immédiatement que quelque chose cloche. Il écrit en 1924 que ces objets « présentent un difficile problème ». Et il ose une hypothèse audacieuse : peut-être que la matière, dans ces étoiles, est compressée à des densités jamais imaginées. Il propose même un test : mesurer le redshift gravitationnel de Sirius B, un effet prédit par Einstein. Eddington le calcule théoriquement à 20km/s si son hypothèse est correcte. Dans l’année, Adams le mesure à 19 km/s. Eddington jubile[2] :
« Le professeur Adams a fait d’une pierre deux coups […] de la matière 2 000 fois plus dense que le platine est bel et bien présente dans l’univers. »
Pour la première fois, la relativité générale est testée hors du système solaire, grâce à une étoile dense.
Mais Eddington n’est pas au bout de ses surprises. En étudiant Sirius B, il tombe sur un paradoxe qu’il juge « insensé ». Si la matière est tellement comprimée, alors lorsque l’étoile refroidit, elle devrait se dilater. Or se dilater demande… de l’énergie. Mais une étoile qui refroidit perd de l’énergie. Il écrit :
« Imaginez un corps qui perd continuellement de la chaleur, mais qui manque d’énergie pour se refroidir ! »
Et il ajoute :
« Quelle est la signification du message apparemment « dénué de sens » provenant du compagnon de Sirius ? »
Une étoile qui ne peut pas refroidir : voilà une danse cosmique qui défie la logique.
Fowler entre en scène : la mécanique quantique sauve les étoiles
C’est ici qu’entre en scène Ralph Fowler, physicien de Cambridge, passionné par la toute nouvelle mécanique quantique. En 1926, il lit les épreuves du livre d’Eddington et comprend que le paradoxe n’est pas astrophysique : il est quantique. Fowler applique la statistique de Fermi-Dirac, fraîchement formulée, à l’intérieur d’une étoile[1]. Il montre que les électrons, comprimés à l’extrême, deviennent un gaz dégénéré : ils remplissent tous les niveaux d’énergie disponibles, comme dans un atome géant. Il écrit[3] :
« La difficulté apparente était due à l’utilisation d’une corrélation erronée entre l’énergie et la température. »
Autrement dit : ce n’est pas la température qui soutient l’étoile, mais la pression quantique des électrons. Une étoile dense peut donc refroidir sans s’effondrer. Fowler vient de créer un nouveau type d’objet astrophysique : la naine blanche, soutenue par la mécanique quantique. Dans son grand traité de 1929, Fowler pousse la métaphore encore plus loin. Une naine blanche froide est[4] :
« Une unique molécule gigantesque dans son état quantique fondamental. »
Cette phrase transforme une étoile en objet quantique macroscopique. Une étoile qui danse selon les règles de Pauli. Eddington lui-même, pourtant sceptique, finit par reconnaître que les naines blanches sont un terrain de jeu idéal pour les théories nouvelles[5] :
« Les naines blanches semblaient constituer un terrain de prédilection pour les avancées les plus révolutionnaires de la physique théorique. »
Il ne croyait pas si bien dire. Les astres denses sont des points de friction entre les grandes théories du XXᵉ siècle. Dans cette première danse : La relativité entre en scène avec le redshift gravitationnel mais la mécanique quantique impose son rythme avec la dégénérescence des électrons.
L’astrophysique doit apprendre de nouveaux pas pour comprendre des étoiles qui ne ressemblent à rien de connu.
[1] À cette époque, P. A. M. Dirac était l’étudiant-chercheur de Fowler. Sous son influence, Dirac rédigea des travaux sur la théorie quantique ; tous deux collaborèrent également à la rédaction de plusieurs articles entre 1924 et 1926. Le vif intérêt de Fowler pour la nouvelle mécanique quantique, attesté par sa production scientifique de ces années-là, joua aussi un rôle déterminant dans la formation initiale de Robert J. Oppenheimer, présent à Cambridge durant la période 1925-1926.
[1] Adams, W. S. 1915. The spectrum of the companion of Sirius. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 27: 236-237 https://iopscience.iop.org/article/10.1086/122440
[2] Eddington, A. S. 1926. The internal constitution of stars. Cambridge University Press
[3] Fowler, R. H. 1926a. On Dense Matter. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 87 (2): 114-122 https://academic.oup.com/mnras/article/87/2/114/1058897
[4] Fowler, R. H. 1929. Statistical Mechanics. The theory of the properties of matter in equilibrium (Cambridge University Press New York, The Macmillan Company)
[5] Eddington, A. S. 1927. Stars and Atoms Clarendon Press, Oxford
Image en-avant générée par IA.
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