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  • 1957 : G. Burbidge, M. Burbidge, W. Fowler et F. Hoyle expliquent de façon très détaillée comment les noyaux de toutes masses peuvent être produits dans les étoiles

Nucléosynthèse stellaire et nucléosynthèse primordiale

Bien que la nucléosynthèse primordiale dans un Big Bang semble une impasse au début des années 1950, l'idée selon laquelle il est nécessaire d'étudier les réactions nucléaires en détail pour comprendre le mécanisme à l'origine de l'abondance des éléments est plutôt bien admise. D'autre part, la seconde guerre mondiale ayant pris fin il y a peu, la physique nucléaire qui a fait l'objet d'intenses recherches à des fins militaires [?] est en plein essor. Les données s'accumulent et permettent d'établir des réseaux de réactions nucléaires (et leurs sections efficaces) de façon assez complète.

En 1957, Geoffrey Burbidge, Margarett Burbidge, William Fowler et Fred Hoyle publient un article très détaillé intitulé "Synthesis of the Elements in Stars" (E. Margaret Burbidge, G. R. Burbidge et al.  1957) , dans lequel ils classent et décrivent très précisément différents processus nucléaires possibles dans les étoiles, afin d'expliquer la formation de la plupart des éléments naturels, des plus légers aux plus lourds (jusqu'à l'Uranium), à partir de l'hydrogène seulement. On peut résumer très rapidement cette classification ainsi :

  • Hydrogen Burning, Helium Burning et Processus $\alpha$ : Fusions consécutives d'éléments $X_i$ et d'hydrogène ou d'hélium. Formation d'éléments plutôt légers $A \leq 25$, notamment le carbone et l'oxygène.
  • Processus $e$ : Atteinte d'un état d'équilibre thermique des protons et neutrons qui s'associent en partie pour former de façon privilégiée des éléments très stables (autour du Fer, $45 \leq A \leq 65$, intervalle dans laquelle elle domine)
  • Processus $s$ : Captures neutroniques lentes (les éléments se stabilisent par radioactivité bêta plus vite qu'ils ne se forment par capture). Domine dans le domaine $25 \leq A \leq 45$ et est signicatif dans l'intervalle $65 \leq A \leq 200$
  • Processus $r$ : Captures neutroniques rapides (les éléments se stabilisent par radioactivité $\beta$ plus lentement qu'ils ne sont formés). Significatif pour des éléments lourds, $A \geq 70$.
  • Processus $p$ : Capture protonique. Explique la formation d'éléments relativement riches en protons.
  • Processus $x$ : Désigne le ou les processus qui expliqueraient la formation des éléments $D = ^{2}_{1}\textrm{H}$, $^{3}\textrm{He}$, $^{4}\textrm{He}$ et $^{7}\textrm{Li}$.
L'ensemble de ces mécanismes de formation d'éléments au sein des étoiles est regroupé sous le nom de "nucléosynthèse stellaire". Le succès de ce modèle est que les étoiles évoluant lentement, elles offrent une variétés de conditions physiques et donc de processus différents qui peuvent s'effectuer pendant un temps suffisant pour former une grande variété d'éléments. Les auteurs motivent ce travail par l'échec des tentatives précédentes de donner une explication à la courbe d'abondance (comme la théorie de Gamow d'une capture neutronique primordiale dans un Univers en Big Bang, ou celle d'un équilibre thermique). Ils avancent par ailleurs que la nucléosynthèse stellaire se distingue de la nucléosynthèse primordiale dans la propagation des éléments : dans la première, ils sont formés dans des sites précis puis éventuellement accélérés et distribués dans l'Univers. Dans la seconde, leur formation est homogène et la répartition des éléments devrait le demeurer également. Or, selon les auteurs, on ne peut confirmer le caractère universel de la courbe d'abondance des éléments.

La nucléosynthèse stellaire parait donc très satisfaisante, même si elle échoue apparemment à expliquer la formation de l'hélium. Cependant, l'abondance de cet élément n'étant pas clairement établie, le besoin de faire appel à d'autres processus de synthèse ne l'est pas non plus.

Las Alamos etc. je n'ai pas énormément de références en faveur de cet argument, mais il semble correct et cest bien la déclassification de certains données qui a permis à Gamow de déceler la corrélation abondance -- neutron capture cross section

Références

En savoir plus

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Constante de Hubble

La constante de Hubble est la constante de proportionnalité $H_0$ qui lie le décalage spectral $z=\lambda_{rec}/\lambda_{em}$ d'un objet céleste vu par un observateur à la distance entre les deux, dans la limite où cette distance est petite. Historiquement, la fuite des galaxies était interprétée en terme d'effet Doppler à faible vitesse pour lequel $z \simeq v/c$. On écrivait donc $v = z c = H_0 d$. Sa première estimation "précise" est due à Hubble en 1929 et était d'environ 500 km/s/Mpc, mais la méthode qui conduisit à cette valeur comportait une erreur. Aujourd'hui on l'évalue à 70 km/s/Mpc.

Démonstration de la relation entre taux d'expansion et distance et de la loi de Hubble

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Un objet émet un signal lumineux dès l'instant $t_e$ et celui-ci est reçu par l'observateur à l'instant postérieur $t_r$. Le signal ayant une certaine période $T_e$, un second "bip" est émis à un instant $t_e+T_e$ et est reçu par l'observateur à un instant $t_r+T_r$. On suppose l'observateur ainsi que la source immobiles dans l'espace en expansion (càd "comobiles"). Les deux signaux parcourent donc la même distance comobile $\chi$ : \begin{equation} \chi = \displaystyle\int_{t_e}^{t_r} \dfrac{cdt'}{a(t')} = \displaystyle\int_{t_e+T}^{t_r+T'} \dfrac{cdt'}{a(t')} \mbox{ (1)} \end{equation} L'intégrale de droite peut être décomposée en trois si bien que : \begin{equation} \displaystyle\int_{t_e}^{t_r} \dfrac{cdt'}{a(t')} = \displaystyle\int_{t_e+T_e}^{t_e} \dfrac{cdt'}{a(t')} + \displaystyle\int_{t_e}^{t_r} \dfrac{cdt'}{a(t')} + \displaystyle\int_{t_r}^{t_r+T_r} \dfrac{cdt'}{a(t')} \end{equation} Donc \begin{equation} \displaystyle\int_{t_e}^{t_e+T_e} \dfrac{cdt'}{a(t')} = \displaystyle\int_{t_r}^{t_r+T_r} \dfrac{cdt'}{a(t')} \end{equation} La période $T$ a vocation à être très petite devant le temps de variation de $a$ (l'expansion de l'Univers pendant un cycle de lumière - $10^{14}$ Hz dans le visible - est négligeable). Ainsi l'expression ci-dessus devient : \begin{equation} \dfrac{T_r}{T_e} = \dfrac{a(t_r)}{a(t_e)} \end{equation} Soit en terme de l'ongueur d'onde et de redshift $z$ : \begin{equation} 1+z \equiv \dfrac{\lambda_r}{\lambda_e} = \dfrac{a(t_r)}{a(t_e)} \end{equation} On constate qu'un Univers en expansion se traduit bien par un allongement des longueurs d'ondes. Pour de faibles distances, $t_r - t_e \simeq d/c$, et donc $a(t_e) \simeq a(t_r) - d \dot{a}(t_r)/c$. Par ailleurs si $t_r$ correspond au temps présent, alors $a(t_r) = 1$ et $\dot{a}(t_r) = H_0$ donc : \begin{equation} z = \dfrac{\lambda_r-\lambda_e}{\lambda_e} \simeq H_0 d / c \end{equation}

Mesures de la constante de Hubble

Avant les années 1990, la valeur de la constante de Hubble était très mal connue. De cette époque on a maintenu l'habitude d'employer par commodité le paramètre sans dimension $h = \dfrac{H_0}{\textrm{100 km/s/Mpc}}$ qu'on s'attendait valoir entre 0.5 et 1. Aujourd'hui, les mesures employent des méthodes assez diverses (plus uniquement l'utilisation de céphéïdes comme chandelles standard), et les valeurs sont en assez bon accord, malgré une petite tension :

(gnuplot)
Mesures de la constante de Hubble au cours du temps. Valeurs tirées de (Allan Sandage  1958) , (Adam G. Riess, Alexei V. Filippenko et al.  1998) , (Wendy L. Freedman, Barry F. Madore et al.  2001) , (Massimiliano Bonamente, Marshall K. Joy et al.  2006) , (C. L. Bennett, D. Larson et al.  2013) , (P. A. R. Ade, N. Aghanim et al.  2014) , (Adam G. Riess, Lucas M. Macri et al.  2016) .

Je me souviens d'un post très drôle de LPFR sur Futura-Sciences qui disait en substance, en réponse à une personne qui demandait si la constante de Hubble était variable (cette personne confondait bien-sûr le paramètre de Hubble $H(t)$ et la constante de Hubble qui est sa valeur au temps présent donc bien une constante) :

La constante de Hubble a beaucoup plus changé au cours des décennies qui ont suivi sa découverte que depuis le Big-Bang.
LPFR, 2012
C'est assez drôle mais assez vrai. La première valeur de Hubble était près de dix fois trop grande, et après les travaux de Sandage (qui restreignait $H_0$ à l'intervalle 50-100 km/s/Mpc), il fallut encore plusieurs décennies pour décider à quelques pourcents près.
(gnuplot)
Données tirées de https://www.cfa.harvard.edu/~dfabricant/huchra/hubble/.
(gnuplot)
Données tirées de https://www.cfa.harvard.edu/~dfabricant/huchra/hubble/.

Références