Sciences & Techniques: 1948 : au début des particules

« Gamow adapte l'équation de Schrödinger pour ce type de potentiel et en dérive une relation entre la durée exposé sa théorie de la radioactivité a , Houtermans discute avec lui de ses possibles prolongements et envisage de l'appliquer à certains noyaux.

Il s'ensuit un article signé de leurs deux noms.

Mais Houtermans a fait mieux que maîtriserla théorie de Gamow.

Il comprend que, dans cet effet tunnel, le phénomène inverse à celui de l'émission d'une particule a est également réalisable.

En clair, un noyau peut absorber une particule a et, ce faisant, donner naissance à plusieurs produits de réaction.

Assez vite, Houtermans détermine que les énergies utilisées dans les laboratoires ne sont toutefois pas suffisantes pourvalider expérimentalement cette hypothèse. Un autre personnage est à Göttingen ce même été 1928 : Robert Atkinson.

Ce jeune astronome britannique a suivi, à Cambridge, lescours d'Eddington sur la constitution interne des étoiles.

Il explique à Houtermans qu'au cœur des étoiles la température estsuffisamment élevée pour que des protons puissent initier des réactions nucléaires.

Atkinson et Houtermans rédigent alors un articlecommun, auquel Gamow apporte son aide.

Dans cet article qui traite des " réactions thermonucléaires ", ils calculent à partir de lathéorie de Gamow la probabilité par unité de temps que se produisent des réactions nucléaires entre des noyaux et un gaz deprotons.

Ils se donnent comme paramètres une densité de 10 23 particules par cm 3 et une température (correspondant à une distribution de vitesses des particules) comprise entre 1.

10 7 et 2.10 7 K, celle qu'à l'époque on prête au cœur du Soleil.

Ils concluent que seules les réactions entre protons et noyaux légers (ceux des éléments situés entre le lithium et le néon dans la classificationpériodique) permettent de rendre compte de la production d'énergie dans le Soleil.

Ils imaginent que le processus intègre la capturesuccessive, par un noyau, de 4 protons qui sont ensuite éjectés sous forme d'une particule a (un noyau d'hélium).

D'où le titre un tantinet provocant de leur papier : " Comment cuire un noyau d'hélium dans une cocotte potentielle ? ", que l'éditeur des Zeitschrifft furPhysik transforme en version plus sobre par " Sur la question de la possibilité de la synthèse des éléments dans les étoiles "... Au début des années 30, l'étude des " transformations thermiques des éléments dans les étoiles " estbouleversée par deux découvertes : celle du neutron par Chadwick en 1932, et l'analyse systématique parFermi des réactions nucléaires induites par des neutrons.

Désormais, l'objet même de la nucléosynthèsepeut être abordé de façon expérimentale, ce qui fascine Gamow. En 1936, en pleine rédaction de la deuxième édition de son traité de physique nucléaire , il examine en détail les données recueillies par Aston et d'autres sur les abondances relatives des éléments.

Une chose le frappe : " La remarquable constance dans laconstitution isotopique des éléments trouvés sur Terre ".

Ou dans l' univers car, à cette époque, on considère ces données comme ayant une valeur " universelle " ou " cosmique ". Gamow devient dès lors habité par une idée fixe : élaborer la théorie de cette distribution uniforme de l'abondance relative desdifférents noyaux dans l'univers.

Ses recherches sur " la création et la transformation des éléments dans différentes parties de l'univers" n'ont pour but que de trouver la solution à cette énigme. Il pose d'abord que les protons, les neutrons et les électrons sont les briques fondamentales de la matière.

Il fait ensuite l'hypothèseque " par un quelconque processus intervenant au cœur des étoiles...

une quantité considérable de neutrons peut être produite ".

Cesderniers, une fois ralentis, sont capturés par des noyaux, notamment des noyaux lourds, selon la réaction : ZXA + 0n1 ® ZXA+1 + hv (1) Puis par désintégration b l'isotope ZXA+1 , plus lourd, donne naissance à un élément plus élevé dans la classification périodique, selon la réaction : ZXA + z+1n1 ® ZXA+1 + e + neutrino (2) De telles réactions, pense Gamow, se produisent tout au long de la série des éléments et permettent de comprendre les abondancesrelatives de ces derniers dans l'univers.

Et il prend soin de préciser que " les réactions en chaîne du type (1) et( 2), par lesquelles seconstruisent les noyaux lourds, doivent de façon générale impliquer l'émission de grandes quantités d'énergie - probablement assezpour être à la source du rayonnement des étoiles, un problème auquel les astrophysiciens n'ont jusqu'à présent pu apporter deréponse ".

Cette thèse sur la production d'énergie n'est toutefois qu'un additif à l'explication de la nucléosynthèse. L'année suivante, en 1937, Gamow, émigré en Amérique depuis quatre ans, enseigne à l'Université George Washington.

Il pose àCharles Critchfield, l'un de ses thésards, le problème suivant : calculer, dans les conditions stellaires, la section efficace de la réaction(grandeur exprimant, sous forme d'une surface, la probabilité d'interaction entre deux particules) : p + p ® d + e + v (3) Il s'agit de vérifier un modèle récemment proposé par Von Weiszacker : selon lui, cette réaction, première étape dans la conversion de4 protons en particule a , entrerait dans la luminosité du Soleil.

Ce n'est toutefois pas la seule motivation qui pousse Gamow à explorer cette question.

Il exposera sa seconde raison au cours de l'été 1938, lors d'une conférence à l'Institut Henri Poincaré à Paris : " L'énergie libérée (dans le cycle du carbone que Bethe a mis en avant après la conférence de Washington) est suffisante pourexpliquer le rayonnement stellaire, mais elle ne s'accompagne pas d'une production de neutrons.

Pour expliquer la formation deséléments lourds, il nous faut envisager une autre réaction capable de produire une grande quantité de neutrons ". Voilà pourquoi il s'intéresse tant à la réaction (3).

Une fois produits, les deutérons (1) réagissent de la façon suivante : d + d ® 2He3 + n (4). »