Au début des années 1930, l’intérieur des étoiles est encore un territoire spéculatif. On sait que les étoiles brillent grâce à une source d’énergie « subatomique », mais on ignore presque tout de la nature des réactions capables de libérer une telle puissance.
C’est dans ce contexte que le jeune astrophysicien américain Theodore Eugene Sterne publie une série de travaux aujourd’hui oubliés, mais qui ont joué un rôle discret et essentiel dans l’histoire menant à l’idée des étoiles à neutrons.
Sterne travaille à Harvard, dans l’environnement intellectuel foisonnant créé par Cecilia Payne (avec qui il va co-signer ses principaux articles), Donald Menzel et Ralph H. Fowler. Ses articles de 1933 sont denses, mathématiques, parfois austères. Pourtant, ils racontent une histoire simple : si les étoiles sont capables de transformer leurs noyaux atomiques, alors elles peuvent libérer une énergie colossale — et peut‑être même fabriquer des neutrons.
Un monde où les noyaux se transmutent
En 1933, dans The Equilibrium Theory of the Abundance of the Elements, Sterne propose une idée audacieuse : imaginer une étoile comme un immense laboratoire où toutes les transmutations nucléaires possibles se produisent simultanément[1]. Il développe un peu plus tard cette note dans un long article d’une trentaine de pages[2]. Les noyaux capturent des particules, en éjectent d’autres, se recomposent, se brisent. L’assemblage est en « équilibre statistique ». Il écrit :
« L’un des problèmes les plus importants […] est celui que pose le rayonnement d’énergie des étoiles. Il est généralement admis que la source principale de cette énergie doit être subatomique. »
Ce qui frappe dans ces travaux, c’est la manière dont Sterne traite les particules fondamentales. Il envisage deux hypothèses :
- les noyaux sont faits d’électrons et de protons ;
- les noyaux sont faits de protons et de neutrons.
La seconde hypothèse est révolutionnaire puisque le neutron n’a été découvert qu’en 1932 par Chadwick, et je vous renvoie à un article publié sur le site Petites Histoires des Sciences sur la découverte du neutron. Sterne est l’un des premiers astrophysiciens à intégrer cette particule dans un modèle complet de matière stellaire. Il écrit, avec une prudence typique de l’époque :
« Il n’existe aucune preuve expérimentale indiquant si un neutron est constitué ou non d’un électron et d’un proton. »
Mais il ose aller plus loin : si les neutrons sont des particules fondamentales, alors les étoiles doivent en contenir — et en produire.
Captures, pénétrations et disparition de l’hydrogène
Dans son autre article majeur, The Equilibrium of Transmutations in Stars in Which Transmutations Are an Important Source of Energy, Sterne étudie la vitesse à laquelle les noyaux légers — hydrogène, deutérium, neutrons — disparaissent dans une étoile en raison des captures nucléaires[3],[4]. Il s’appuie sur la théorie de Gamow, qui venait d’expliquer comment les particules chargées peuvent « pénétrer » les noyaux malgré la répulsion électrique. Sterne calcule alors les temps caractéristiques de capture d’un proton par un noyau de lithium‑7. Les résultats sont vertigineux : à 10⁸ K, un proton est capturé en 3,4 secondes ; à 10⁹ K, en 10⁻⁴ secondes. Il résume :
« La vitesse de disparition de l’une quelconque de ces particules augmente très rapidement avec l’élévation de la température. »
Autrement dit, dans une étoile suffisamment chaude, les noyaux légers sont avalés presque instantanément. Mais Sterne remarque quelque chose d’encore plus important : si les captures sont trop rapides, l’étoile devient instable. La production d’énergie dépend alors de la température comme une puissance énorme (T⁸, T¹⁷, T²⁹…). Eddington avait montré qu’une étoile devient instable si la production d’énergie varie plus vite que T³. Sterne conclut :
« Nous sommes fortement tentés de conclure qu’aucune étoile ne pourrait échapper à une instabilité excessive […] si le taux de production d’énergie était aussi sensible aux variations de température que celui que nous avons déterminé. »
Ce raisonnement élimine l’idée que les étoiles tirent leur énergie de transmutations non équilibrées. Pour que l’étoile reste stable, il faut que les réactions directes et inverses se compensent : il faut un équilibre nucléaire.
C’est ici que Sterne fait un pas conceptuel décisif. Si les réactions doivent être en équilibre, alors les noyaux légers doivent être présents en quantité non négligeable. Mais ses calculs montrent que cet équilibre n’est possible qu’à des températures supérieures à 10⁹ K. À ces températures, les neutrons deviennent des acteurs majeurs. Ils sont neutres, donc pénètrent les noyaux plus facilement que les protons. Sterne note :
« Les neutrons provoqueront probablement des transmutations plus rapidement que les protons, si tant est qu’il y ait une différence. »
Il imagine alors un intérieur stellaire où les neutrons sont produits, capturés, recréés, dans un ballet incessant. Ce n’est pas encore une étoile à neutrons — mais c’est une étape conceptuelle indispensable : les étoiles peuvent fabriquer des neutrons en grande quantité.
Vers l’idée d’étoile à neutrons
Les travaux de Sterne sont contemporains de la naissance de la physique nucléaire moderne. En 1932‑33, Cockcroft, Walton, Chadwick, Feather, Bainbridge et d’autres découvrent les premières réactions nucléaires artificielles. Les masses des isotopes sont mesurées, les neutrons sont utilisés pour provoquer des transmutations. Sterne cite ces résultats avec enthousiasme. Il mentionne par exemple la réaction observée au Cavendish Laboratory :
« B¹¹ + α → N¹⁴ + n »
Pour lui, ces expériences montrent que les transmutations sont réversibles — exactement ce qu’il faut pour que l’équilibre nucléaire existe dans les étoiles. Ainsi, les étoiles deviennent un terrain d’essai pour la physique nucléaire, et la physique nucléaire devient un outil pour comprendre les étoiles.
Sterne ne parle jamais explicitement d’« étoile à neutrons ». Le terme n’existe pas encore. Mais il prépare le terrain. En résumé, dès 1933 Sterne pose que les étoiles peuvent atteindre des températures où les neutrons sont abondants, les neutrons dominent les transmutations, l’équilibre nucléaire impose leur présence et les réactions sont si rapides que la matière peut se recomposer en un état radicalement différent. Dans un sens, Sterne est l’un des premiers à imaginer que l’intérieur d’une étoile peut devenir un milieu neutronique.
Les travaux de Sterne sont aujourd’hui rarement cités, il n’a même pas de page Wikipedia ! Ses articles sont techniques, difficiles, et ont été éclipsés par les contributions plus spectaculaires de Gamow, Bethe, Chandrasekhar ou Oppenheimer. Pourtant, ils constituent une étape essentielle dans l’histoire des idées : celle qui mène de la physique nucléaire naissante à la compréhension des étoiles comme objets capables de fabriquer — et peut‑être de devenir — des assemblages de neutrons.
En 1934, Baade et Zwicky proposeront que les supernovae produisent des « étoiles de neutrons », mais c’est une autre histoire.
[1] Sterne, T. E., The equilibrium theory of the abundance of the elements. Physical Review 43 (7): 585-586 (1933). DOI: https://doi.org/10.1103/PhysRev.43.585.2
[2] Sterne, T. E., Payne C. H., The Equilibrium Theory of the Abundance of the Elements: A Statistical Investigation of Assemblies in Equilibrium in Which Transmutations Occur, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 93, Issue 9, July 1933, Pages 736–766, https://doi.org/10.1093/mnras/93.9.736
[3] T. E. Sterne, C. H. Payne, A Note on the Liberation of Energy by Transmutations of Nuclei in the Stars, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 93, Issue 9, July 1933, Pages 767–769, https://doi.org/10.1093/mnras/93.9.767
[4] T. E. Sterne, R. H. Fowler, The Equilibrium of Transmutations in Stars in Which Transmutations are an Important Source of Energy, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 93, Issue 9, July 1933, Pages 770–776, https://doi.org/10.1093/mnras/93.9.770
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