Salpeter

Edwin Ernest Salpeter  est un astrophysicien né le 3 décembre 1924 à Vienne, en Autriche, et mort d'une leucémie le 26 novembre 2008 à Ithaca, dans l'État de New York, aux États-Unis. Il a notamment apporté des contributions à la théorie de la nucléosynthèse stellaire, à la formation des étoiles massives et à la distribution initiale de la masse des étoiles.

Sa famille ayant émigré en Australie lors de l'avènement du nazisme, il est formé d'abord à l'université de Sydney, puis à l'université Birmingham (Angleterre) où il obtient son doctorat en 1948, sous la supervision de Rudolf Peierls. Il occupera ensuite un poste de professeur à Cornell (États-Unis).

Ses premières recherches concernent la nucléosynthèse stellaire. En  1951, Salpeter étudie la possibilité  pour les étoiles, dans le cadre du processus triple-alpha, de produire du carbone-12 à partir de la fusion d'hélium-4, via la formation de béryllium-8, dans un état métastable intermédiaire.

Il travaille ensuite avec  Hans Bethe. Ensemble, ils introduisent l'équation qui porte leur nom, et qui décrit les interactions entre une paire de particules fondamentales dans le cadre d'une théorie quantique des champs (H. Bethe, E. Salpeter,  A Relativistic Equation for Bound-State Problems, Physical Review (PR), 1951). Et,quatre ans plus tard, toujours en collaboration ils présentent une théorie de la nucléosynthèse stellaire qui explique comment les éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium se forment à l'intérieur des étoiles (A synthesis of the elements, PR, 1955).

Dans l'intervalle, Salpeter s'est occupé d'élucider la signification évolutive de la fonction de luminosité observée pour les étoiles de la séquence principale dans le voisinage solaire, ce qui vale conduire à introduire la notion de fonction de masse initiale (FMI) des étoiles dans une galaxie (fonction de Salpeter) : ξ (M) ≈ 0,03 (M/M0)^-1,35, où ξ ( M ) est le nombre d'étoiles par de masse M donnée; M⁰ étant la masse du Soleil. Il fait l'hypothèse que les étoiles quittent la séquence principale après avoir brûlé environ 10 % de leur masse d'hydrogène et que les étoiles se sont formées à un rythme uniforme dans le voisinage solaire au cours des cinq derniers milliards d'années. En utilisant cette hypothèse et la fonction de luminosité observée, le taux de formation d'étoiles en fonction de la masse stellaire est calculé. Il montre alors que le nombre total et la masse d'étoiles qui se sont éloignées de la séquence principale sont comparables au nombre total de naines blanches et à la masse totale de toutes les étoiles plus faibles de la séquence principale, respectivement (The luminosity Function and stellar evolution, Astrophysical Journal (AJ), 1954) .

Salpeter proposera dix ans plus tard une explication pour la formation des étoiles massives, en décrivant le processus d'accrétion de matière interstellaire par gravité pour former des étoiles massives. (Accretion of interstellar matter by massive objects, AJ, 1964). Puis, ayant étudié l'accumulation de la matière interstellaire à l'origine des étoiles, il examine les processus en quelque sorte inverses, c'est-à-dire ceux qui conduisent à la perte de masse observée dans les étoiles massives et à l'impact de ces processus sur l'évolution de ces astres (Mass loss from massive Stars, AJ, 1967).

Enfin, à l'issue d'un travail  mené en collaboration avec Donald N. Lamb, les deux chercheurs  proposent une théorie sur l'origine des pulsars à rayons X en se basant sur l'accrétion de matière sur une étoile à neutrons. (The Origin of X-Ray Pulsars, AJ, 1986).