Cette page raconte de quoi les étoiles sont faites, la découverte historique de leur composition et l’origine exacte des atomes qui forment notre monde et notre corps. (Comment une étoile naît et meurt sera détaillé dans la suite de ce chapitre).
En 1925, une jeune étudiante découvre de quoi sont faites les étoiles. Puis elle écrit, dans sa propre thèse, que son résultat n’est probablement pas réel.1
Elle avait raison, et elle le savait.
Ce que l’on croyait auparavant
Les astronomes pensaient que les étoiles étaient composées à peu près comme la Terre : beaucoup de fer, des roches, les mêmes éléments dans des proportions comparables. Simplement, en beaucoup plus chaud.
L’hypothèse paraissait raisonnable : on observait dans la lumière du Soleil les raies des éléments connus sur Terre, et elles semblaient aller dans le même sens.
Ce que Cecilia Payne a compris
Elle travaille sur les spectres d’étoiles — la lumière décomposée en couleurs, où apparaissent des raies sombres qui révèlent les éléments présents.2
Elle y applique un raisonnement tout neuf, emprunté au physicien indien Meghnad Saha, qui venait d’établir comment la chaleur arrache leurs électrons aux atomes. La théorie avait à peine quatre ans et était loin d’être acceptée de tous.3
Elle en tire ceci : les raies sombres visibles dans la lumière d’une étoile ne mesurent pas le nombre d’atomes présents, mais seulement celui des atomes qui se trouvent dans l’état requis pour absorber cette couleur précise. C’est la chaleur qui fixe cette proportion. Une fois cet effet corrigé, la faiblesse des raies de l’hydrogène cesse de signifier « il y en a peu ».
Sa conclusion : l’hydrogène domine l’atmosphère des étoiles.4
Elle avait raison. Les valeurs admises aujourd’hui pour le Soleil, en masse, sont les suivantes : environ soixante-quatorze pour cent d’hydrogène, vingt-cinq pour cent d’hélium, et à peine plus d’un pour cent pour absolument tout le reste — y compris presque tout ce qui compose le corps humain. Sept éléments à eux seuls font 99,8 % de la masse du Soleil. Le « presque » désigne l’hydrogène du corps : la seule part de nous-mêmes antérieure aux étoiles, comme on le verra plus bas.5
Ce qui s’est passé
Sa thèse est relue de l’extérieur par Henry Norris Russell, l’influent astronome de Princeton — ancien professeur de Harlow Shapley, qui dirigeait alors l’observatoire de Harvard.6
Sa mesure des températures, elle, ne fait pas problème. Mais ses relecteurs jugent qu’elle va au-delà de ce que ses données prouvent, et elle doit atténuer sa conclusion la plus dérangeante : que l’hydrogène domine l’atmosphère des étoiles.7
Elle s’incline. Dans la version publiée, elle écrit que ces quantités d’hydrogène et d’hélium sont improbablement élevées et presque certainement pas réelles.
Mais elle laisse tous ses calculs en place.
L’historien David DeVorkin, qui a étudié ce dossier de près, l’analyse ainsi : elle a cédé d’une manière destinée à établir, pour ceux qui viendraient après, qu’elle avait été la première à faire cette observation — qu’elle ait tort ou raison.8
Ce n’est pas là le geste d’une chercheuse réduite au silence, mais celui de quelqu’un qui cède sur la forme et conserve la preuve.
1929 : Russell arrive au même résultat
En 1929, Russell publie une longue étude, par une autre méthode, et arrive à la même conclusion : l’hydrogène domine.9
Quatre ans se sont écoulés. Le cœur de l’histoire tient en une phrase : celui qui pouvait valider ce résultat n’y a pas cru, et il a fallu qu’il le retrouve lui-même pour qu’il soit admis.
Ce que l’on peut établir
Cette histoire circule beaucoup, et sa version la plus répandue va au-delà de ce que l’on peut établir.
On lit souvent que sa découverte lui aurait été « volée ». Nous ne l’écrirons pas : nous n’avons rien trouvé qui permette de l’établir, et l’historien qui a le plus travaillé ce dossier décrit autre chose — une exigence de preuve, appliquée par des relecteurs qui trouvaient la conclusion trop forte pour les données.10
Un chiffre précis circule également : l’article de Russell aurait obtenu environ trois fois plus de citations que sa thèse. Ce chiffre n’a été retrouvé dans aucun travail d’historien, aucune étude bibliométrique, aucune biographie. Un nombre d’apparence précise que l’on ne peut rattacher à aucune source est pire que pas de nombre du tout : il emprunte l’autorité d’une mesure sans en avoir fait une.
Que faut-il donc retenir ?
Ceci, qui est établi et qui suffit : une découverte juste a été retardée de quatre ans parce que ceux qui pouvaient la valider ne l’ont pas crue. La chercheuse qui l’avait faite a dû écrire, de sa propre main, que son résultat n’était probablement pas réel — en l’écrivant de telle sorte que la postérité sache qui l’avait vu la première.
Cette histoire est plus intéressante qu’un vol. Elle a aussi le mérite d’être vérifiable.
D’où viennent les atomes dont nous sommes faits
La formule est célèbre : « nous sommes faits de poussière d’étoiles ».
Elle est vraie. Elle est aussi incomplète, et datée.
Il faut distinguer trois origines, et c’est sur la troisième que les connaissances ont changé.
Un. L’hydrogène et l’hélium, avec un peu de lithium, se sont formés dans les premières minutes de l’Univers. Ils n’ont jamais eu besoin d’étoile.
Deux. Du carbone jusqu’au fer, les éléments sont fabriqués par fusion, à l’intérieur des étoiles. C’est pour eux que la formule est exacte.
Trois. Au-delà du fer, la fusion ne produit plus d’énergie — elle en consomme. Un autre mécanisme est nécessaire.
Ce troisième cas n’est pas une exception marginale : la moitié de tous les éléments plus lourds que le fer a été fabriquée par la version la plus rapide de ce mécanisme.11
Le mécanisme et l’origine des éléments lourds
Pour dépasser le fer, les noyaux doivent capturer des neutrons. Cette capture peut se faire lentement, dans l’enveloppe de certaines étoiles vieillissantes. Ou très rapidement — c’est le « processus r », qui exige un flux de neutrons énorme.12
La théorie de ce processus rapide a été établie il y a six décennies. Mais où se produit-il ? La question est restée débattue tout ce temps.13
Les modèles et des indices indirects désignaient un candidat : la fusion de deux étoiles à neutrons — la rencontre de deux cadavres d’étoiles.14
En 2017, une telle fusion a été détectée par les ondes gravitationnelles qu’elle a envoyées dans l’espace. Dans les jours qui ont suivi, une lueur est apparue au même endroit : une « kilonova », la première dont on ait enregistré des spectres détaillés. En les réexaminant, une équipe y a identifié du strontium en 2019.15
C’était la pièce manquante : un élément tout juste fabriqué, identifié sur le lieu même de sa fabrication.
Ce que cela signifie pour nous
Une partie de nos atomes ne vient pas d’étoiles au sens ordinaire. Elle vient de la rencontre de deux cadavres d’étoiles.16
La même détection a apporté un autre enseignement au passage : les étoiles à neutrons sont bien faites de matière riche en neutrons, comme leur nom le promettait sans le prouver.17
La formule « poussière d’étoiles » date du milieu du XXᵉ siècle, quand on a compris la fusion dans les étoiles, et vaut pour la deuxième origine. Elle n’a pas suivi la découverte de la troisième. Ce n’est pas une raison de l’abandonner : c’est une raison de la compléter plutôt que de la répéter.
Note 1
this led her to realize that the light elements hydrogen and helium dominated in the atmospheres of the Sun and stars; and how she was counseled to reject this conclusion in her thesis by her external advisor, Henry Norris Russell (1877–1957) of Princeton, in January 1925.
cela l’a conduite à comprendre que les éléments légers hydrogène et hélium dominaient dans l’atmosphère du Soleil et des étoiles ; et comment son examinateur extérieur, Henry Norris Russell (1877–1957), de Princeton, lui a conseillé, en janvier 1925, de rejeter cette conclusion dans sa thèse.
DeVorkin, David H., « Extraordinary Claims Require Extraordinary Evidence: C. H. Payne, H. N. Russell and Standards of Evidence in Early Quantitative Stellar Spectroscopy », Journal of Astronomical History and Heritage, vol. 13, n° 2, 2010, p. 139-144
Note 2
The ionization equilibrium theory of Meghnad Saha was hardly four years old, and still far from general acceptance, when a graduate student at Harvard University, Cecilia H. Payne, applied it to calibrate the Harvard spectral sequence as a temperature sequence.
La théorie de l’équilibre d’ionisation de Meghnad Saha avait à peine quatre ans et était encore loin d’être généralement acceptée lorsqu’une étudiante de troisième cycle de l’université Harvard, Cecilia H. Payne, l’appliqua pour étalonner la séquence spectrale de Harvard comme une séquence de températures.
DeVorkin, David H., « Extraordinary Claims Require Extraordinary Evidence: C. H. Payne, H. N. Russell and Standards of Evidence in Early Quantitative Stellar Spectroscopy », Journal of Astronomical History and Heritage, vol. 13, n° 2, 2010, p. 139-144
Note 3
The ionization equilibrium theory of Meghnad Saha was hardly four years old, and still far from general acceptance
La théorie de l’équilibre d’ionisation de Meghnad Saha avait à peine quatre ans, et était encore loin d’être généralement acceptée
DeVorkin, David H., « Extraordinary Claims Require Extraordinary Evidence: C. H. Payne, H. N. Russell and Standards of Evidence in Early Quantitative Stellar Spectroscopy », Journal of Astronomical History and Heritage, vol. 13, n° 2, 2010, p. 139-144
Note 4
her most provocative finding: that hydrogen dominated the atmospheres of the stars
sa découverte la plus provocante : que l’hydrogène dominait l’atmosphère des étoiles
DeVorkin, David H., « Extraordinary Claims Require Extraordinary Evidence: C. H. Payne, H. N. Russell and Standards of Evidence in Early Quantitative Stellar Spectroscopy », Journal of Astronomical History and Heritage, vol. 13, n° 2, 2010, p. 139-144
Note 5
With the solar chemical composition we recommend here, the mass fractions of H, He and metals in the present-day photosphere become X = 0.7381, Y = 0.2485 and Z = 0.0134.
Avec la composition chimique solaire que nous recommandons ici, les fractions de masse de H, de He et des métaux dans la photosphère actuelle deviennent X = 0,7381, Y = 0,2485 et Z = 0,0134.
Asplund, Martin, Grevesse, Nicolas, Sauval, A. Jacques et Scott, Pat, « The Chemical Composition of the Sun », Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 47, 2009, p. 481-522
Thus, 7 elements contribute 99.8% to the Sun's mass
Ainsi, 7 éléments représentent 99,8 % de la masse du Soleil
Bergemann, Maria, Lodders, Katharina et Palme, Herbert, « The Chemical Composition of the Sun », prépublication, 2025
Note 6
her external reviewer for her Ph.D., Shapley's former teacher, the influential Princeton astronomer, Henry Norris Russell […] When Shapley (Figure 2) assumed the Directorship at Harvard later that year
celui qui relut sa thèse de l’extérieur, l’ancien professeur de Shapley, l’influent astronome de Princeton Henry Norris Russell […] Quand Shapley (figure 2) prit la direction à Harvard plus tard cette année-là
DeVorkin, David H., « Extraordinary Claims Require Extraordinary Evidence: C. H. Payne, H. N. Russell and Standards of Evidence in Early Quantitative Stellar Spectroscopy », Journal of Astronomical History and Heritage, vol. 13, n° 2, 2010, p. 139-144
Note 7
Her temperature calibration was, therefore, not at issue for her mentors at Harvard
Son étalonnage des températures ne posait donc pas problème à ses mentors de Harvard
DeVorkin, David H., « Extraordinary Claims Require Extraordinary Evidence: C. H. Payne, H. N. Russell and Standards of Evidence in Early Quantitative Stellar Spectroscopy », Journal of Astronomical History and Heritage, vol. 13, n° 2, 2010, p. 139-144
Other conclusions she drew from her analysis, moreover, went beyond the evidence, they felt, and so she had to moderate her most provocative finding
D’autres conclusions qu’elle tirait de son analyse allaient en outre au-delà des preuves, estimaient-ils, si bien qu’elle dut atténuer sa découverte la plus provocante
DeVorkin, David H., « Extraordinary Claims Require Extraordinary Evidence: C. H. Payne, H. N. Russell and Standards of Evidence in Early Quantitative Stellar Spectroscopy », Journal of Astronomical History and Heritage, vol. 13, n° 2, 2010, p. 139-144
Note 8
She did so, however, in a manner that was designed to record for posterity that she was the first to make this observation, right or wrong.
Elle le fit cependant d’une manière destinée à établir pour la postérité qu’elle avait été la première à faire cette observation, qu’elle ait tort ou raison.
DeVorkin, David H., « Extraordinary Claims Require Extraordinary Evidence: C. H. Payne, H. N. Russell and Standards of Evidence in Early Quantitative Stellar Spectroscopy », Journal of Astronomical History and Heritage, vol. 13, n° 2, 2010, p. 139-144
Note 9
The obvious explanation—that hydrogen is far more abundant than the other elements—appears to be the only one.
L’explication évidente — que l’hydrogène est bien plus abondant que les autres éléments — semble être la seule.
Russell, Henry Norris, « On the Composition of the Sun’s Atmosphere », The Astrophysical Journal, vol. 70, juillet 1929, p. 11-82
Note 10
standards of evidence […] went beyond the evidence, they felt
les exigences de preuve […] allaient au-delà des preuves, estimaient-ils
DeVorkin, David H., « Extraordinary Claims Require Extraordinary Evidence: C. H. Payne, H. N. Russell and Standards of Evidence in Early Quantitative Stellar Spectroscopy », Journal of Astronomical History and Heritage, vol. 13, n° 2, 2010, p. 139-144
Note 11
Half of all of the elements in the Universe that are heavier than iron were created by rapid neutron capture.
La moitié de tous les éléments de l’Univers plus lourds que le fer ont été créés par capture rapide de neutrons.
Watson, Darach et al., « Identification of Strontium in the Merger of Two Neutron Stars », Nature, vol. 574, 24 octobre 2019, p. 497-500
Note 12
this astrophysical r-process […] requires an enormous neutron flux to make the bulk of the elements
ce processus r astrophysique […] exige un flux de neutrons énorme pour produire l’essentiel des éléments
Watson, Darach et al., « Identification of Strontium in the Merger of Two Neutron Stars », Nature, vol. 574, 24 octobre 2019, p. 497-500
Note 13
The theory underlying this astrophysical r-process was worked out six decades ago […] Where this happens is still debated
La théorie de ce processus r astrophysique a été établie il y a six décennies […] L’endroit où il se produit est encore débattu
Watson, Darach et al., « Identification of Strontium in the Merger of Two Neutron Stars », Nature, vol. 574, 24 octobre 2019, p. 497-500
Note 14
Existing models and circumstantial evidence point to neutron-star mergers as a probable r-process site
Les modèles existants et des indices indirects désignent les fusions d’étoiles à neutrons comme un site probable du processus r
Watson, Darach et al., « Identification of Strontium in the Merger of Two Neutron Stars », Nature, vol. 574, 24 octobre 2019, p. 497-500
Note 15
the neutron-star merger GW170817 by gravitational-wave detectors
la fusion d’étoiles à neutrons GW170817, par les détecteurs d’ondes gravitationnelles
Watson, Darach et al., « Identification of Strontium in the Merger of Two Neutron Stars », Nature, vol. 574, 24 octobre 2019, p. 497-500
The kilonova AT2017gfo […] was the first kilonova for which detailed spectra were recorded.
La kilonova AT2017gfo […] fut la première kilonova dont on enregistra des spectres détaillés.
Watson, Darach et al., « Identification of Strontium in the Merger of Two Neutron Stars », Nature, vol. 574, 24 octobre 2019, p. 497-500
Here we report the identification of the neutron-capture element strontium in a reanalysis of these spectra.
Nous rapportons ici l’identification du strontium, un élément formé par capture de neutrons, dans une nouvelle analyse de ces spectres.
Watson, Darach et al., « Identification of Strontium in the Merger of Two Neutron Stars », Nature, vol. 574, 24 octobre 2019, p. 497-500
Note 16
establishes the origin of r-process elements in neutron-star mergers
établit l’origine des éléments du processus r dans les fusions d’étoiles à neutrons
Watson, Darach et al., « Identification of Strontium in the Merger of Two Neutron Stars », Nature, vol. 574, 24 octobre 2019, p. 497-500
Note 17
shows that neutron stars are made of neutron-rich matter
montre que les étoiles à neutrons sont faites de matière riche en neutrons
Watson, Darach et al., « Identification of Strontium in the Merger of Two Neutron Stars », Nature, vol. 574, 24 octobre 2019, p. 497-500
Notes et sources
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Passage En 1925, une jeune étudiante découvre de quoi sont faites les étoiles.
this led her to realize that the light elements hydrogen and helium dominated in the atmospheres of the Sun and stars; and how she was counseled to reject this conclusion in her thesis by her external advisor, Henry Norris Russell (1877–1957) of Princeton, in January 1925.
Traduction de la rédaction cela l’a conduite à comprendre que les éléments légers hydrogène et hélium dominaient dans l’atmosphère du Soleil et des étoiles ; et comment son examinateur extérieur, Henry Norris Russell (1877–1957), de Princeton, lui a conseillé, en janvier 1925, de rejeter cette conclusion dans sa thèse.
Source DeVorkin, David H., « Extraordinary Claims Require Extraordinary Evidence: C. H. Payne, H. N. Russell and Standards of Evidence in Early Quantitative Stellar Spectroscopy », Journal of Astronomical History and Heritage, vol. 13, n° 2, 2010, p. 139-144, p. 139, § 1 (Introduction), première phrase.
Résumé en accès libre ouvrir la source · vérifié le 9 septembre 2026
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Passage Elle travaille sur les spectres d’étoiles
The ionization equilibrium theory of Meghnad Saha was hardly four years old, and still far from general acceptance, when a graduate student at Harvard University, Cecilia H. Payne, applied it to calibrate the Harvard spectral sequence as a temperature sequence.
Traduction de la rédaction La théorie de l’équilibre d’ionisation de Meghnad Saha avait à peine quatre ans et était encore loin d’être généralement acceptée lorsqu’une étudiante de troisième cycle de l’université Harvard, Cecilia H. Payne, l’appliqua pour étalonner la séquence spectrale de Harvard comme une séquence de températures.
Source DeVorkin, David H., « Extraordinary Claims Require Extraordinary Evidence: C. H. Payne, H. N. Russell and Standards of Evidence in Early Quantitative Stellar Spectroscopy », Journal of Astronomical History and Heritage, vol. 13, n° 2, 2010, p. 139-144, résumé (abstract), première phrase, p. 139.
Résumé en accès libre ouvrir la source · vérifié le 24 octobre 2026
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Passage un raisonnement tout neuf, emprunté au physicien indien Meghnad Saha […] La théorie avait à peine quatre ans et était loin d’être acceptée de tous.
The ionization equilibrium theory of Meghnad Saha was hardly four years old, and still far from general acceptance
Traduction de la rédaction La théorie de l’équilibre d’ionisation de Meghnad Saha avait à peine quatre ans, et était encore loin d’être généralement acceptée
Source DeVorkin, David H., « Extraordinary Claims Require Extraordinary Evidence: C. H. Payne, H. N. Russell and Standards of Evidence in Early Quantitative Stellar Spectroscopy », Journal of Astronomical History and Heritage, vol. 13, n° 2, 2010, p. 139-144, résumé.
Résumé en accès libre ouvrir la source · vérifié le 9 septembre 2026
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Passage Sa conclusion : l’hydrogène domine l’atmosphère des étoiles.
her most provocative finding: that hydrogen dominated the atmospheres of the stars
Traduction de la rédaction sa découverte la plus provocante : que l’hydrogène dominait l’atmosphère des étoiles
Source DeVorkin, David H., « Extraordinary Claims Require Extraordinary Evidence: C. H. Payne, H. N. Russell and Standards of Evidence in Early Quantitative Stellar Spectroscopy », Journal of Astronomical History and Heritage, vol. 13, n° 2, 2010, p. 139-144, résumé.
Résumé en accès libre ouvrir la source · vérifié le 9 septembre 2026
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Passage environ soixante-quatorze pour cent d’hydrogène, vingt-cinq pour cent d’hélium, et à peine plus d’un pour cent pour absolument tout le reste
With the solar chemical composition we recommend here, the mass fractions of H, He and metals in the present-day photosphere become X = 0.7381, Y = 0.2485 and Z = 0.0134.
Traduction de la rédaction Avec la composition chimique solaire que nous recommandons ici, les fractions de masse de H, de He et des métaux dans la photosphère actuelle deviennent X = 0,7381, Y = 0,2485 et Z = 0,0134.
Source Asplund, Martin, Grevesse, Nicolas, Sauval, A. Jacques et Scott, Pat, « The Chemical Composition of the Sun », Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 47, 2009, p. 481-522, § 3.12, « Solar metallicity ».
Prépublication en accès libre ouvrir la source · vérifié le 9 septembre 2026
Passage Sept éléments à eux seuls font 99,8 % de la masse du Soleil.
Thus, 7 elements contribute 99.8% to the Sun's mass
Traduction de la rédaction Ainsi, 7 éléments représentent 99,8 % de la masse du Soleil
Source Bergemann, Maria, Lodders, Katharina et Palme, Herbert, « The Chemical Composition of the Sun », prépublication, 2025, § 4, « Solar Composition ».
Accès libre ouvrir la source · vérifié le 9 septembre 2026
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Passage Sa thèse est relue de l’extérieur par Henry Norris Russell, l’influent astronome de Princeton — ancien professeur de Harlow Shapley, qui dirigeait alors l’observatoire de Harvard.
her external reviewer for her Ph.D., Shapley's former teacher, the influential Princeton astronomer, Henry Norris Russell […] When Shapley (Figure 2) assumed the Directorship at Harvard later that year
Traduction de la rédaction celui qui relut sa thèse de l’extérieur, l’ancien professeur de Shapley, l’influent astronome de Princeton Henry Norris Russell […] Quand Shapley (figure 2) prit la direction à Harvard plus tard cette année-là
Source DeVorkin, David H., « Extraordinary Claims Require Extraordinary Evidence: C. H. Payne, H. N. Russell and Standards of Evidence in Early Quantitative Stellar Spectroscopy », Journal of Astronomical History and Heritage, vol. 13, n° 2, 2010, p. 139-144, résumé ; p. 141, section 3 « Applying Saha’s Theory ».
Résumé en accès libre ouvrir la source · vérifié le 9 septembre 2026
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Passage Sa mesure des températures, elle, ne fait pas problème.
Her temperature calibration was, therefore, not at issue for her mentors at Harvard
Traduction de la rédaction Son étalonnage des températures ne posait donc pas problème à ses mentors de Harvard
Source DeVorkin, David H., « Extraordinary Claims Require Extraordinary Evidence: C. H. Payne, H. N. Russell and Standards of Evidence in Early Quantitative Stellar Spectroscopy », Journal of Astronomical History and Heritage, vol. 13, n° 2, 2010, p. 139-144, résumé.
Résumé en accès libre ouvrir la source · vérifié le 9 septembre 2026
Passage ses relecteurs jugent qu’elle va au-delà de ce que ses données prouvent, et elle doit atténuer sa conclusion la plus dérangeante
Other conclusions she drew from her analysis, moreover, went beyond the evidence, they felt, and so she had to moderate her most provocative finding
Traduction de la rédaction D’autres conclusions qu’elle tirait de son analyse allaient en outre au-delà des preuves, estimaient-ils, si bien qu’elle dut atténuer sa découverte la plus provocante
Source DeVorkin, David H., « Extraordinary Claims Require Extraordinary Evidence: C. H. Payne, H. N. Russell and Standards of Evidence in Early Quantitative Stellar Spectroscopy », Journal of Astronomical History and Heritage, vol. 13, n° 2, 2010, p. 139-144, résumé.
Résumé en accès libre ouvrir la source · vérifié le 9 septembre 2026
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Passage elle a cédé d’une manière destinée à établir, pour ceux qui viendraient après, qu’elle avait été la première à faire cette observation — qu’elle ait tort ou raison
She did so, however, in a manner that was designed to record for posterity that she was the first to make this observation, right or wrong.
Traduction de la rédaction Elle le fit cependant d’une manière destinée à établir pour la postérité qu’elle avait été la première à faire cette observation, qu’elle ait tort ou raison.
Source DeVorkin, David H., « Extraordinary Claims Require Extraordinary Evidence: C. H. Payne, H. N. Russell and Standards of Evidence in Early Quantitative Stellar Spectroscopy », Journal of Astronomical History and Heritage, vol. 13, n° 2, 2010, p. 139-144, résumé.
Résumé en accès libre ouvrir la source · vérifié le 9 septembre 2026
- ↑
Passage En 1929, Russell publie une longue étude, par une autre méthode, et arrive à la même conclusion : l’hydrogène domine.
The obvious explanation—that hydrogen is far more abundant than the other elements—appears to be the only one.
Traduction de la rédaction L’explication évidente — que l’hydrogène est bien plus abondant que les autres éléments — semble être la seule.
Source Russell, Henry Norris, « On the Composition of the Sun’s Atmosphere », The Astrophysical Journal, vol. 70, juillet 1929, p. 11-82, p. 22, section I, § 2 « Characteristics of the spectra of different elements » (voir aussi le résumé : « This great abundance of hydrogen helps to explain a number of previously puzzling astrophysical facts. »).
Accès libre ouvrir la source · vérifié le 24 octobre 2026
- ↑
Passage l’historien qui a le plus travaillé ce dossier décrit autre chose — une exigence de preuve, appliquée par des relecteurs qui trouvaient la conclusion trop forte pour les données
standards of evidence […] went beyond the evidence, they felt
Traduction de la rédaction les exigences de preuve […] allaient au-delà des preuves, estimaient-ils
Source DeVorkin, David H., « Extraordinary Claims Require Extraordinary Evidence: C. H. Payne, H. N. Russell and Standards of Evidence in Early Quantitative Stellar Spectroscopy », Journal of Astronomical History and Heritage, vol. 13, n° 2, 2010, p. 139-144, titre et résumé.
Résumé en accès libre ouvrir la source · vérifié le 9 septembre 2026
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Passage la moitié de tous les éléments plus lourds que le fer a été fabriquée par la version la plus rapide de ce mécanisme
Half of all of the elements in the Universe that are heavier than iron were created by rapid neutron capture.
Traduction de la rédaction La moitié de tous les éléments de l’Univers plus lourds que le fer ont été créés par capture rapide de neutrons.
Source Watson, Darach et al., « Identification of Strontium in the Merger of Two Neutron Stars », Nature, vol. 574, 24 octobre 2019, p. 497-500, résumé, 1re phrase.
Version acceptée en accès libre ouvrir la source · vérifié le 9 septembre 2026
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Passage c’est le « processus r », qui exige un flux de neutrons énorme
this astrophysical r-process […] requires an enormous neutron flux to make the bulk of the elements
Traduction de la rédaction ce processus r astrophysique […] exige un flux de neutrons énorme pour produire l’essentiel des éléments
Source Watson, Darach et al., « Identification of Strontium in the Merger of Two Neutron Stars », Nature, vol. 574, 24 octobre 2019, p. 497-500, résumé.
Version acceptée en accès libre ouvrir la source · vérifié le 9 septembre 2026
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Passage La théorie de ce processus rapide a été établie il y a six décennies. Mais où se produit-il ? La question est restée débattue tout ce temps.
The theory underlying this astrophysical r-process was worked out six decades ago […] Where this happens is still debated
Traduction de la rédaction La théorie de ce processus r astrophysique a été établie il y a six décennies […] L’endroit où il se produit est encore débattu
Source Watson, Darach et al., « Identification of Strontium in the Merger of Two Neutron Stars », Nature, vol. 574, 24 octobre 2019, p. 497-500, résumé.
Version acceptée en accès libre ouvrir la source · vérifié le 9 septembre 2026
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Passage Les modèles et des indices indirects désignaient un candidat : la fusion de deux étoiles à neutrons
Existing models and circumstantial evidence point to neutron-star mergers as a probable r-process site
Traduction de la rédaction Les modèles existants et des indices indirects désignent les fusions d’étoiles à neutrons comme un site probable du processus r
Source Watson, Darach et al., « Identification of Strontium in the Merger of Two Neutron Stars », Nature, vol. 574, 24 octobre 2019, p. 497-500, résumé.
Version acceptée en accès libre ouvrir la source · vérifié le 9 septembre 2026
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Passage En 2017, une telle fusion a été détectée par les ondes gravitationnelles qu’elle a envoyées dans l’espace.
the neutron-star merger GW170817 by gravitational-wave detectors
Traduction de la rédaction la fusion d’étoiles à neutrons GW170817, par les détecteurs d’ondes gravitationnelles
Source Watson, Darach et al., « Identification of Strontium in the Merger of Two Neutron Stars », Nature, vol. 574, 24 octobre 2019, p. 497-500, résumé.
Version acceptée en accès libre ouvrir la source · vérifié le 9 septembre 2026
Passage une lueur est apparue au même endroit : une « kilonova », la première dont on ait enregistré des spectres détaillés
The kilonova AT2017gfo […] was the first kilonova for which detailed spectra were recorded.
Traduction de la rédaction La kilonova AT2017gfo […] fut la première kilonova dont on enregistra des spectres détaillés.
Source Watson, Darach et al., « Identification of Strontium in the Merger of Two Neutron Stars », Nature, vol. 574, 24 octobre 2019, p. 497-500, résumé.
Version acceptée en accès libre ouvrir la source · vérifié le 9 septembre 2026
Passage En les réexaminant, une équipe y a identifié du strontium en 2019.
Here we report the identification of the neutron-capture element strontium in a reanalysis of these spectra.
Traduction de la rédaction Nous rapportons ici l’identification du strontium, un élément formé par capture de neutrons, dans une nouvelle analyse de ces spectres.
Source Watson, Darach et al., « Identification of Strontium in the Merger of Two Neutron Stars », Nature, vol. 574, 24 octobre 2019, p. 497-500, résumé.
Version acceptée en accès libre ouvrir la source · vérifié le 9 septembre 2026
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Passage Une partie de nos atomes […] vient de la rencontre de deux cadavres d’étoiles.
establishes the origin of r-process elements in neutron-star mergers
Traduction de la rédaction établit l’origine des éléments du processus r dans les fusions d’étoiles à neutrons
Source Watson, Darach et al., « Identification of Strontium in the Merger of Two Neutron Stars », Nature, vol. 574, 24 octobre 2019, p. 497-500, résumé.
Version acceptée en accès libre ouvrir la source · vérifié le 9 septembre 2026
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Passage les étoiles à neutrons sont bien faites de matière riche en neutrons
shows that neutron stars are made of neutron-rich matter
Traduction de la rédaction montre que les étoiles à neutrons sont faites de matière riche en neutrons
Source Watson, Darach et al., « Identification of Strontium in the Merger of Two Neutron Stars », Nature, vol. 574, 24 octobre 2019, p. 497-500, résumé.
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Références bibliographiques
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- Asplund, Martin, Grevesse, Nicolas, Sauval, A. Jacques et Scott, Pat, « The Chemical Composition of the Sun », Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 47, 2009, p. 481-522, prépublication en accès libre (fractions de masse de l’hydrogène, de l’hélium et du reste). https://arxiv.org/abs/0909.0948
- Bergemann, Maria, Lodders, Katharina et Palme, Herbert, « The Chemical Composition of the Sun », prépublication, 2025, en accès libre (les sept éléments qui font 99,8 % de la masse du Soleil). https://arxiv.org/abs/2503.05402
- DeVorkin, David H., « Extraordinary Claims Require Extraordinary Evidence: C. H. Payne, H. N. Russell and Standards of Evidence in Early Quantitative Stellar Spectroscopy », Journal of Astronomical History and Heritage, vol. 13, n° 2, 2010, p. 139-144, résumé en accès libre (le contexte, les relecteurs, la conclusion atténuée et la manière dont elle l’a été). https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010JAHH...13..139D/abstract
- Russell, Henry Norris, « On the Composition of the Sun’s Atmosphere », The Astrophysical Journal, vol. 70, juillet 1929, p. 11-82, en accès libre (l’étude qui retrouve la prédominance de l’hydrogène quatre ans plus tard). https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1929ApJ....70...11R
- Watson, Darach et al., « Identification of Strontium in the Merger of Two Neutron Stars », Nature, vol. 574, 24 octobre 2019, p. 497-500, version acceptée en accès libre (la moitié des éléments plus lourds que le fer, le processus r, la kilonova AT2017gfo, le strontium, la matière riche en neutrons). https://researchonline.ljmu.ac.uk/id/eprint/11782
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