Au tournant des années 1920, les astronomes sont confrontés à un mystère déroutant : certains astres, minuscules et très peu lumineux, semblent pourtant peser presque autant que le Soleil. Comment un objet de la taille de la Terre peut-il contenir une masse comparable à celle d’une étoile ordinaire ? Et surtout : qu’est-ce qui empêche ces astres de s’effondrer sous leur propre poids ?
Le paradoxe des naines blanches
Petit rappel sur les épisodes précédents, que vous pouvez retrouver sur la page de la série La Danse des Etoiles. En 1915, l’astronome Walter Adams observe le spectre de Sirius B. Surprise : malgré sa faible luminosité, l’étoile est blanche, signe d’une température élevée. En 1924, Arthur Eddington, figure dominante de l’astrophysique, met les pieds dans le plat : Sirius B doit être extrêmement dense, « 2000 fois plus dense que le platine », écrit-il. Une densité si extrême qu’elle semble impossible à expliquer avec les lois classiques des gaz. Eddington lui-même reconnaît le caractère paradoxal de la situation :
« Imaginez un corps qui perd continuellement de la chaleur, mais qui n’a pas assez d’énergie pour refroidir ! ».
Pour lui, une étoile froide et ionisée ne peut plus exercer de pression interne : elle devrait s’effondrer. Pourtant, les naines blanches existent bel et bien.
La première percée vient en 1926, lorsque Ralph Fowler applique la toute nouvelle mécanique quantique au problème. Grâce au principe d’exclusion de Pauli, il montre que les électrons, même à température nulle, exercent une pression : la pression de dégénérescence. Cette idée révolutionnaire permet d’expliquer pourquoi les naines blanches ne s’effondrent pas. Mais Fowler ne va pas plus loin : il ne cherche pas à déterminer jusqu’où cette pression peut résister à la gravité.
À la même époque, James Jeans tente une autre approche. Il imagine que les naines blanches sont presque liquides, leurs atomes « serrés comme dans un solide »[1]. Il parle de « quasi-liquide stellaire ». Cette idée séduisante, mais fausse, influencera pourtant les discussions pendant plusieurs années. Cette période est marquée par des « modèles hybrides », où les chercheurs mélangent physique classique, intuition chimique et premiers éléments de mécanique quantique[2]. Rien n’est encore stabilisé.
Stoner et Anderson, vers l’effondrement gravitationnel
Edmund C. Stoner, physicien britannique formé au Cavendish Laboratory, s’intéresse de près à ces objets étranges. En 1929, il publie The Limiting Density in White Dwarf Stars, un article qui va poser les bases d’une idée fondamentale : il existe une masse maximale pour les naines blanches[3]. Stoner part d’un modèle simple, celui d’une sphère d’électrons et de noyaux, de densité uniforme, maintenue par la pression de dégénérescence. Ce n’est pas réaliste, mais c’est calculable. Il calcule l’énergie totale de l’étoile — énergie gravitationnelle négative, énergie cinétique des électrons positive — et cherche le point où l’équilibre devient impossible. Sa conclusion est saisissante :
« La densité atteint une valeur maximale lorsque l’énergie gravitationnelle libérée ne suffit plus à comprimer davantage les électrons. »
Autrement dit : au-delà d’une certaine masse, la pression quantique ne peut plus soutenir l’étoile. Stoner obtient une relation simple où la densité maximale augmente avec le carré de la masse. Il écrit :
« La densité limite d’une étoile de masse M est proportionnelle à M². »
C’est la première fois qu’un lien clair entre masse et densité apparaît. Mais Stoner ne voit pas encore que cette relation implique une conséquence vertigineuse : si la masse augmente trop, la densité requise devient infinie. Il y a donc une masse limite.
En 1929, Wilhelm Anderson, astronome estonien, lit Stoner et remarque que, pour les masses proches de celle du Soleil, les électrons deviennent relativistes. Il tente d’introduire la relativité dans l’équation d’état. Sa formulation est incorrecte, mais elle produit un résultat surprenant : une masse maximale pour les naines blanches. C’est un exemple typique des tâtonnements de l’époque : une erreur de calcul, mais une intuition juste. Anderson n’a pas la bonne équation, mais il a compris que la relativité change tout.
Alerté par Anderson, Stoner reprend le problème. Cette fois, il dérive correctement l’équation d’état relativiste d’un gaz d’électrons dégénérés. Il refait tous les calculs et en 1930, Stoner publie un second article, The Equilibrium of Dense Stars, où il corrige les approximations et introduit la relativité dans son modèle[4]. Il dérive l’équation correcte pour un gaz d’électrons dégénérés relativistes, aujourd’hui appelée équation de Stoner-Anderson. Cette fois, le résultat est encore plus spectaculaire : la masse maximale est finie. Lorsque les électrons deviennent relativistes, la pression de dégénérescence n’augmente plus assez vite pour contrebalancer la gravité. Stoner calcule une valeur d’environ 1,7 fois la masse du Soleil (avec les approximations de l’époque). Il écrit :
« La masse atteint une valeur limite lorsque la densité tend vers l’infini. »
C’est la première démonstration claire de l’existence d’une masse limite des naines blanches.
Une découverte éclipsée
En 1931, un jeune étudiant indien de 21 ans, Subrahmanyan Chandrasekhar, reprend le problème avec une approche plus sophistiquée : il utilise les équations complètes de l’équilibre hydrostatique, sans supposer une densité uniforme, elle varie du centre vers la surface. Il retrouve l’idée de Stoner, mais avec une valeur plus précise : 1,44 masses solaires, aujourd’hui appelée limite de Chandrasekhar.[5] Chandrasekhar cite Stoner, mais brièvement. Et lorsque Eddington attaque violemment ses conclusions en 1935 — un épisode célèbre sur lequel nous reviendrons — Stoner reste en retrait. Il ne participe pas au débat, et son rôle s’efface peu à peu. Pourtant, Stoner fut le premier à établir l’existence d’une masse maximale pour les naines blanches.[6]
L’histoire de la masse limite des naines blanches est un exemple parfait de la science en train de se faire. Fowler ouvre la voie. Jeans se trompe mais stimule la réflexion. Anderson calcule mal mais voit juste. Stoner assemble les pièces et découvre la limite. Chandrasekhar en donne la forme définitive. Une histoire où la vérité n’apparaît pas d’un coup, mais par approximations successives, corrections, réinterprétations. Une histoire profondément humaine, faite d’intuitions, de doutes et de progrès inattendus.
[1] Jeans, J. H. On liquid stars and the liberation of stellar energy. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 87: 400-414 (1927). https://doi.org/10.1093/mnras/87.5.400
[2] Bonolis, L. Stellar structure and compact objects before 1940: Towards relativistic astrophysics. EPJ H 42, 311–393 (2017). https://doi.org/10.1140/epjh/e2017-80014-4
[3] Stoner, E. C. The limiting density in white dwarf stars. The London, Edinburgh, and Dublin Philosophical Magazine and Journal of Science, 7(41), 63–70 (1929). https://doi.org/10.1080/14786440108564713
[4] Stoner, E. C. LXXXVII. The equilibrium of dense stars. The London, Edinburgh, and Dublin Philosophical Magazine and Journal of Science, 9(60), 944–963 (1930). https://doi.org/10.1080/14786443008565066
[5] Nauenberg, M. Edmund C. Stoner and the discovery of the maximum mass of white dwarfs. Journal for the History of Astronomy 39: 297-312 (2008). https://doi.org/10.1177/002182860803900302
[6] Thomas, E. G. Edmund Stoner and white dwarf stars. Philosophical Magazine, 91(26), 3416–3422 (2011). https://doi.org/10.1080/14786435.2011.586377
Image en-avant générée par IA.
Laisser un commentaire