Les étoiles au plomb Cauchemar d'alchimiste, Rêve d'astronome

Présentation au sujet: "Les étoiles au plomb Cauchemar d'alchimiste, Rêve d'astronome"— Transcription de la présentation:

1 Les étoiles au plomb Cauchemar d'alchimiste, Rêve d'astronome
ALTAIR novembre 2004 Les étoiles au plomb Cauchemar d'alchimiste, Rêve d'astronome « Comment en un plomb vil l'or pur s'est-il changé ? » Racine, J. : 1691, Athalie, III, 7

2 Alchimie " Sous l'action des astres, les métaux vils deviennent des métaux purs; mais ce travail, qui s'effectue au sein de la terre, est très lent. L'alchimiste cherchera, dans son laboratoire, à reduire le laps de temps nécessaire à ces transformations. "Par la résolution des mixtes, séparer le pur de l'impur". " "Le plomb renferme beaucoup de terre: il est opaque et gris foncé; l'or contient beaucoup moins de terre et un peu de feu qui le colore." Des alchimistes aux briseurs d'atomes, Rassenfosse et Guében, 1928 Paracelse décrit minutieusement la Pierre philosophale, qu' il a vue semblable à un rubis foncé. Cosme Ier de Médicis paye ducats la recette de la transmutation du plomb en or, recette qu'il avait expérimentée et reconnue exacte. Helvétius, Spinoza, Newton, ...

3 Sommaire De quoi sont faites les étoiles?
D'où tirent-elles leur luminosité? Les constituants de la matière Quelques processus de nucléosynthèse Big Bang les différentes phases de combustion les processus r et s L'évolution stellaire le diagramme de Hertzsprung-Russell Le processus s: des preuves: Tc, étoiles à Ba, étoiles S une prédiction testable: l'existence d'étoiles au plomb vérification de cette prédiction à la recherche de bonnes candidates observations résultats Conclusion

4 De quoi sont faites les étoiles?
1802: William Wollaston ( ) remarque que le spectre du soleil comporte des raies obscures. Attribue ces raies à des séparations naturelles entre les couleurs. 1814: Fraunhofer observa 600 raies dans le spectre solaire et mesura la longueur d'onde de 324 raies. 1864: Huggins fit correspondre certaines de ces raies observées dans les étoiles avec des raies de substances observées en labo, démontrant que les étoiles sont faites de matière "normale"

5 Le spectre électromagnétique

6 Spectroscopie Spectre continu Spectre en absorption
Spectre en émission Hélium Oxygène

7 Spectroscopie Spectre du soleil Spectre d'une étoile
Le spectre du soleil Fraunhofer (1817) Spectre du soleil

8 Sources d'énergie stellaire (suite)
Chimique ? Energie du lien chimique ≈ 100 kJ / mole 1 mole = Avogadro particules = 6.02  1023 particules Une particule moyenne <A> ≈ 50 u.m.a. (1 u.m.a. = 1 unité de masse atomique = 1/12 masse de 12C) possède une énergie chimique ≈ 100 kJ / 50g ≈ 2000 J/g L'énergie libérée sera: Echim = 2000 J/g  M Luminosité du soleil = L = 3.9  J / s La durée de vie du soleil serait donc: Kelvin Helmholtz = Echim / L ≈ 1010 s ≈ 300 ans  impossible Helmholtz a realise que c'était impossible en 1854, (il a trouve 5000 ans pour l'énergie chimique) Il invoqua alors la contraction gravitationnelle. Le soleil pouvait ainsi etre age de 20 millions d'années sans que l'on ne se rende compte de sa contraction. Mais par des mesures de radioactivite on sait que les roches lunaires ont 4 milliards d'années.

9 Sources d'énergie stellaire (suite)
" Si le soleil était composé de charbon de terre massif brûlant dans l'oxygène pur, il ne pourrait brûler pendant plus de six mille ans sans être entierement consumé: il serait donc éteint depuis l'origine des temps historiques " Camille Flammarion, Astronomie Populaire (1879) Autre suggestions: lord Kelvin (qui avait deja son idee sur l'origine de la vie a partir du bombardement meteoritique) imagina que des corps ayant la masse de la terre percutaient en permanence le soleil, dissipant suffisamment d'energie cinetique pour expliquer son rayonnement. C. Young s'y opposa, en expliquant que cette matiere proche du soleil perturberait le mouvement de Mercure. Helmoltz 1854  contraction gravitationnelle

10 Ordre de grandeur de l'énergie gravitationnelle: Eg ≈ -G M2/R
Eg = -(Ef-Ei) = énergie rayonnée pendant l'effondrement Supposons Ri >> Rf alors Eg ≈ -Ef ≈ G M2 /R  ≈ 4  1041 J (avec  = soleil) Luminosité du soleil = L = 3.9  J / s La durée de vie du soleil serait donc:  Kelvin Helmholtz = Eg / L ≈ 1015 s ≈ 30 millions d'années or l'âge de la terre est déjà de 4.6 milliards d'années  impossible Historiquement, ce fut difficile de determiner la source d'energie des etoiles. La meilleure reponse incomplete fut donnée par Helmholtz et Kelvin, qui suggérèrent que les etoiles tiennent leur energie de la contraction gravitationnelle. Pour Helmholtz, une contraction de 76m/an expliquerait l'emission actuelle.

11 Sources d'énergie stellaire (fin)
Nucléaire ? Combustion de l'hydrogène en hélium: 4p  4He libère MeV = 4.27  J par réaction (1 eV = 1.6  J ; 1 MeV = 1 million d'eV) soit 4.27  J par 4 u.m.a. formées soit 4.27  J  Avogadro /4 J / g ≈ 6.43  1011 J/g En supposant que seulement 10% de la masse solaire participe à la fusion nucléaire, l'énergie libérée sera: Enuc = 6.43  1011 J/g  0.1  M Le temps de vie du soleil est:  nucléaire = Enuc / L ≈ 3  1017 s ≈ 10 milliards d'années  la source d'énergie stellaire doit être nucléaire ( et principalement assurée par la combustion d'hydrogène en hélium) 1 eV = travail effectué par une charge unité qui se deplace dans un champ electrique de 1V 1uma = 1/12 masse de 12C; dans 12g il y a Na noyaux de 12C donc dans 1g il y a Na uma.

12 Les constituants de la matière
ELECTRONS: chargés négativement PROTONS: 1836 fois la masse de l'électron; chargés positivement Nombre de protons: Z  neutrons: environ la même masse que le proton; non chargés Nombre de neutrons: N

13 Les atomes Les protons et neutrons s'associent en nombre à peu près égal (stabilité) pour former un noyau nucléaire Autour du noyau orbitent un nombre d'électrons égal au nombre de proton (neutralité électrique) Le nombre de protons détermine l'element, le nombre de neutrons determine l'isotope. Ex: le carbone (6 protons) (diamant, graphite) a de nombreux isotopes dans la nature. 12C stable, 14C instable et beaucoup moins repandu. Le deuterium et le tritium sont 2 isotopes de l'hydrogene. Particule alpha: noyau d'helium (sans les électrons, donc 2 fois ionisé). Le tout forme un atome, caractérisé par le nombre de protons Z du noyau

14 Les éléments chimiques
Le nombre de protons va fixer les propriétés microscopiques de l'atome: capacité de se lier avec d'autres atomes, interaction avec la lumière, facilité à perdre / gagner des électrons, etc. Quand une quantité énorme d'atomes de même type est réunie, les propriétés microscopiques de l'atome se traduisent par des caractéristiques macroscopiques: état gazeux, liquide ou solide à une température donnée, couleur, consistance, viscosité / dureté

15 Carte de Segrè des nucléides

16 Carte de Segrè des nucléides

17 La nucléosynthèse Nucléosynthèse = synthèse des noyaux
La théorie de la nucléosynthèse explique l'origine et les abondances relatives des éléments chimiques dans l'Univers Courbe d'abondance des éléments chimiques et de leurs isotopes dans le système solaire: roches terrestres météorites: chondrites carbonées, météorites primitives représentatives de la composition chimique de la nébuleuse protosolaire spectroscopie solaire et stellaire  La courbe d'abondance est universelle ! roches terrestres ≈ météorites ≈ Soleil ≈ étoiles à quelques exceptions près: Li, Be, B solaire ≠ Li, Be, B météoritique météorites pauvres en éléments volatils (He) différences étoiles - soleil (évolution stellaire, évolution chimique de la Galaxie)  La similitude de la composition des objets de l'univers suggère une parenté commune pour l'ensemble des noyaux atomiques Li solaire different du Li meteoritique: car destruction du Li dans le soleil meteorites pauvres en elements volatils (He)

18

19 Energie de liaison La masse d'un noyau est toujours inférieure à la somme des masses de ses constituants: Défaut de masse = (Z Mp + N Mn) - Mnoyau (Rappel: noyau = A nucléons dont Z protons et N neutrons) Formation du noyau à partir de ses constituants (neutrons et protons): qu'est devenu cette masse manquante?  Libérée sous forme d'énergie (rayon gamma): E = m c2 Energie de liaison du noyau = c2 [(Z Mp + N Mn) - Mnoyau ] C'est aussi l'énergie qu'il faut fournir au noyau pour le briser en ses constituants (neutrons et protons). au moment de la fusion, l'energie de liaison est transformee en rayon gamma. Absorbee puis reemise de nombreuses fois par la matiere solaire, cette lumière arrive a la surface sous forme de photons jaunes. le soleil brille.

20

21 Similarités entre la courbe d'abondance universelle et la courbe de l'énergie de liaison par nucléon
 la proportion des éléments de l'univers reflète des mécanismes nucléaires environnements très chauds/ particules très énergétiques Big Bang Etoiles Dès 1920: Arthur Eddington suggère que les étoiles tirent leur énergie de la fusion de l'hydrogène en hélium (controverse: Perrin?)

22 Preuve supplémentaire
En 1952, Merrill observe du technétium à la surface d'étoiles S Or tous les isotopes du technétium sont instables (radioactifs) Durées de vie inférieures à quelques millions d'années, donc bien inférieures à l'âge de l'univers.  une nucléosynthèse a lieu dans les étoiles Technetium: produit pour la 1ere fois en 1937 dans le cyclotron de Berkeley. Identifié par Segré et Perrier, qui le nomèrent technitium, du grec tecnico, artificiel, car c'était le 1er élément produit artificiellement. A ture usuelle c'est un métal solide, gris-argenté Utilisé comme traceur médical (vu sa radioactivité).

23 Technétium: radioactif  si une étoile a du Tc, alors elle est en train d'en fabriquer.

24 Les grandes classes de processus de nucléosynthèse
La nucléosynthèse primordiale (Big Bang) t = 1 minute: protons, neutrons, electrons, photons, neutrinos t = 1- 4 minutes: T< 109 K: deuterium (1%), 3He, 4He (24%), Be, 7Li à partir des protons primordiaux t >5 minutes: T,P trop basse, la nucléosynthèse s'arrête. A t= 10^-6s, l'énergie des photons était suffisante pour créer des électrons et des protons (et leurs antiparticules), et qu'elles se re-annihilent. t=1s: T= 10^13K (dix mille milliard de degres): ce processus s'arrete pour les protons, mais pas pour les electrons (moins massifs). Quelques neutrons sont crées pas fusion de proton et d'électron. Après quelques secondes supplementaires, T=10^9K: l'annihilation e-positron cesse, ainsi que la creation de neutrons. Le nombre de neutron a été fixé a 1 neutron pour 5 protons (environ) (moins de neutrons car ils sont plus lourds); Exces (non expliqué) de la matiere sur l'antimatiere (1 partie sur 109). La formation de l'helium necessite la formation du deuterium comme etape intermediare; elle est différée jusqu'a ce que l'univers soit assez froid ((< 10^9k) pour la formation du deuterium, et alors il y a un burst de formation. on a donc protons, deuterium, He3, He4. La nucleosynthese n'a duré que 3 minutes, elle s'arrete apres les 4 premieres minutes car la température et la pression sont devenues trop faibles pour la fusion. Elle s'arrete a l'helium 4He est tres stable. 2 noyaux d'helium ne peuvent pas se joindre pour donner un compose stable. Les abondances élémentaires sont figées, et les seuls changements sont les désintégrations de certains elements radioactifs comme le tritium. la concordances des observations d'abondance des elements legers avec ces predictions est un des grand succes du big bang.  L'univers est alors composé de 76% (en masse) d'hydrogène, 24% d'hélium et de traces de 2H, 3He, Be, 7Li. (succès du Big Bang)

25 Nucléosynthèse du big bang

26 cycle pp (prédominante ) cycle CNO (nucléosynthèse: 14N)
Combustion de H : cycle pp (prédominante ) cycle CNO (nucléosynthèse: 14N) NB: Dans les 2 cas, après combustion de l'H, l'étoile a libéré 6 MeV par proton converti en 4He. Or le réservoir d'énergie nucléaire est 8.6 MeV (énergie de liaison du fer).  il ne reste plus à l'étoile que 2.6 MeV cycle pp: opère dans le soleil et les etoiles moins massives. à cause de la grande sensibilité en ture du cycle CNO, celui-ci opere dans les etoiles plus massives. cycle CNO: CNO servent de catalyseurs. la quantité totale d'éléments du catalyseur est conservée, mais tout le carbone et l'oxygène se transforment en azote. concerne les étoiles déjà enrichies en métaux, produits par des générations d'étoiles antérieures.

27 combustion de l'hydrogène

28 réaction triple alpha:
Combustion de He: réaction triple alpha: 4He + 4He  8Be prod. d'énergie: 0.7 MeV/nucléon 8Be + 4He  12C +  durée: 1/2 million d'années (25 M ) 12C + 4He  16O +  nucléosynthèse: 12C, 16O T ≈ millions de degrés la fission du Be est exothermique donc quand Ture augmente, l'équilibre se deplace vers la production de Be.Vers 100 millions de degres, suffisamment de Be pour que capture d'un autre He. Masse de 12C inferieure a celle de 3 noyaux d'He, donc liberation d'energie. rendement énergétique de la combustion de He 10 x polus faible que celui de la comb de H. Dès 1952, prédiction par Fred Hoyle du niveau du 12C à 7.6 MeV

29 Combustion de l'hélium

30 Fred Hoyle - structure et évolution stellaire, nucléosynthèse
- étude du processus triple alpha (combustion de He), et, pour expliquer l'abondance de carbone dans la nature, prédiction d'un niveau excité du 12C, plus tard confirmée par l'expérience par les physiciens nucléaires de Caltech. Lien controversé avec le principe anthropique. - article B2FH - adversaire du Big Bang, partisan de la création continue - partisan de la panspermie - condamnation du fait que Jocelyn Bell n'ait pas obtenu le prix Nobel pour la découverte des pulsars en même temps que son directeur de thèse Antony Hewish - auteur de livres de science-fiction (Le nuage noir)

31 combustion du carbone 12C + 12C  20Ne + 4He (50%)  23Na + p (50%) durée: 600 ans (25 M )  23Mg + n (rare) nucléosynthèse: 20Ne, 23Na combustion du néon durée: 1 an (25 M ) nucléosynthèse: 16O, 24Mg combustion de l'oxygène durée: 6 mois (25 M ) nucléosynthèse: divers noyaux Mg  Ar combustion S-Mg-Si durée: 1 jour (25 M )

32

33

34

35

36 La nucléosynthèse explosive
Lors des explosions de type novae (cycle CNO chaud) Lors des explosions de type supernovae La catastrophe du fer T ≈ 5 milliards de degrés : photodésintégration du fer Ni, Fe  , n  p, n  contraction gravitationnelle  T  photodésintégrations + rapides implosion du coeur de Fer ?? explosion des couches externes supernova équilibre nucléaire statistique processus très endothermique: MeV/n

37

38 La nucléosynthèse explosive
Lors des explosions de type supernovae Processus r (« rapid ») capture rapide de neutrons les isotopes instables n'ont pas le temps de se désintégrer avant de capturer un nouveau neutron production d'éléments plus lourds que le fer (isotopes riches en neutrons) Processus p (photo-émissions de neutrons) -> production d'éléments plus lourds que le fer (isotopes riches en protons)

39 La nucléosynthèse non explosive
Auxiliaire aux cycles de production d'énergie -> Processus s (« slow ») capture lente de neutrons tout isotope instable se désintègre avant de capturer un nouveau neutron production d'éléments plus lourds que le fer (isotopes proches de la vallée de stabilité, jusqu'au 208Pb et 209Bi) Ex: 56Fe  57Fe  58Fe  59Fe (captures de neutrons sur noyaux stables) puis: 59Fe  59Co + e- + e (désintegration beta -)

40

41 La nucléosynthèse par spallation dans le milieu interstellaire et/ou à la surface d'étoiles actives (flares stars) collision de particules du rayonnement cosmique ou de particules accélérées dans les "flares" (protons, He), suffisamment énergétiques pour casser les noyaux de C,N,O  production de Li, Be, B NB: également production de Li dans les enveloppes d'étoiles géantes de type asymptotique.

42

43

44 Démarche historique 1920: Arthur Eddington suggère que les étoiles tirent leur énergie de la fusion de l'hydrogène en hélium. Querelle Perrin (1919) 1928: George Gamow ( ) introduit le facteur de Gamow (formule donnant la probabilité d'une réaction nucléaire). Fameux article "Alpher-Bethe-Gamow". Echec de Gamow pour élaborer les éléments plus lourds que l'hélium lors du Big Bang. Gamow: physicien et cosmologiste ukrainien. These de doctorat sur le modele de la goutte liquide. s'enfuit aux etats-unis en 1934. Facteur de gamow: S(E): facteur qui indique comment la section efficace de reaction nucleaire varie avec l'énergie. Cycle CNO découvert independamment par Carl von Weisacker en 1938. 1938: Hans Bethe décrit les différentes possibilités de combustion de l'hydrogène en hélium et sélectionne les 2 processus à l'oeuvre dans les étoiles (cycles pp et CNO). Pense que le soleil utilise le cycle CNO. Prix Nobel 1967.

45 Jusqu'en 1957, 2 modèles cosmologiques:
- Big Bang: expansion de l'univers: OK origine des éléments (sauf les plus légers): problème - état stationnaire: création continue de matière problème pour expliquer cette création continue, l'expansion, les galaxies... 1957: Margaret Burbidge, Goeffrey Burbidge, William Fowler et Fred Hoyle publient leur article B2FH, qui explique comment les étoiles peuvent fabriquer tous les éléments (8 processus, le 8ème étant "x-process", pour D, Li, Be, B).

46

47 SAD les abondances diminuent lorsque la masse atomique augmente, jusqu'à un gros pic de surabondances, avec le Fer 56 comme element principal. Or le Fer 56 est un élément très particulier, car il possède la plus grande énergie de liaison par nucléon.

48 L'évolution stellaire Le diagramme de Hertzsprung-Russell

49

50 Processus s: des preuves
Technétium  99Tc fabriqué par le processus s - radioactif  si une étoile a du Tc, alors elle est en train de fabriquer des éléments par le processus s

51 Processus s: des preuves
N=50: Sr,Y,Zr  étoiles S 

52 Processus s: des preuves
N=82: Ba,La,Ce Étoiles à baryum

53

54 Prédiction du processus s
« Le processus s est plus efficace à faible métallicité » (Goriely & Mowlavi 1999) Métal: tout élément susceptible d'être produit dans une étoile. Métallicité: quantité de métaux (par ex: fer) présents dans l'objet étudié. atomes de fer atomes d'hydrogène ( ) Étoile log = [Fe/H] ( ) Soleil Exemple: [Fe/H] = -1: l'étoile a 10 fois moins de métaux que le soleil [Fe/H] = -2: l'étoile a 100 fois moins de métaux que le soleil

55 Que nous apprend la métallicité ?
Tous les métaux sont produits au coeur d'étoiles A la fin de sa vie, l'étoile disperse les métaux produits au cours de sa vie dans l'espace interstellaire

56 Cette matière « processée »
se retrouve dans les nuages interstellaires ... Nuages sombres moléculaires Proto-étoiles ... à partir desquels se reforment de nouvelles étoiles Nouvelle étoile

57 crées par les générations précédentes d'étoiles
Donc chaque génération d'étoiles est enrichie en métaux crées par les générations précédentes d'étoiles Dans un système fermé, comme notre Galaxie, les étoiles avec une métallicité plus faible (petit [Fe/H]) seront plus vieilles que les étoiles de métallicité plus grande (grand [Fe/H]) Relation âge-métallicité

58 Prédiction du processus s
« Le processus s est plus efficace à faible métallicité » (Goriely & Mowlavi 1999) N=126 N=126: Pb,Bi Très faible métallicité N=50 N=82: Ba,La,Ce N=82 Faible métallicité N=50: Sr,Y,Zr Métallicité solaire Plomb A faible métallicité, les étoiles enrichies en éléments s doivent contenir beaucoup de plomb

59 A la recherche de bonnes candidates
A faible métallicité, les étoiles enrichies en éléments s doivent contenir beaucoup de plomb A la recherche d'étoiles . enrichies en éléments s Étoiles AGB ET . de faible métallicité Problème: on ne connaît pas d'étoile AGB de faible métallicité... Idée: étoiles CH . étoiles enrichies en éléments s ET . étoiles de faible métallicité ([Fe/H] ~ -1) Candidates idéales pour tester la prédiction théorique Ce ne sont pourtant pas des étoiles AGB: elles sont trop peu lumineuses Dès lors, pourquoi sont-elles enrichies en éléments s ?

60 Les étoiles CH Étoiles binaires ... Vue d'artiste
... polluées par de la matière éjectée, par le passé, par leur compagnon qui était alors une étoile AGB

61 Les étoiles CH ont été polluées
par une AGB de faible métallicité Elles permettent donc de tester le processus s Il suffit de rechercher du plomb dans les étoiles CH Demande de temps de télescope à l'ESO (Observatoire Européen austral)

62 L'observatoire de La Silla (Chili)

63 Le télescope de 3m60 équipé du spectrographe CES (Coude Echelle Spectrograph)

64 Spectres réduits au télescope

65 Au retour de mission, - réduction soignée des images CCD - analyse des spectres: détermination de l'abondance de plomb par synthèse spectrale au travers d'un modèle d'atmosphère adapté.

66 Détermination de l'abondance de plomb par synthèse spectrale
Comparaison avec les modèles de nucléosynthèse

67

68 Efficacité du processus s en fonction de la métallicité
2001

69 Efficacité du processus s en fonction de la métallicité
2002 La fin de l'histoire? Non!

70 Efficacité du processus s en fonction de la métallicité
2003

71 Petite conclusion Pas vraiment de conclusion...
Les modèles actuels de nucléosynthèse ne permettent pas d'expliquer toutes les observations Poisons neutroniques, rotation, 3D, ... Les abondances dérivées des observations sont entachées de grandes barres d'erreur Des observations plus nombreuses sont requises pour dégager des tendances Spectres UVES du Very Large Telescope

72 Conclusion plus générale
« Comment en un plomb vil l'or pur s'est-il changé ? » Racine, J. : 1691, Athalie, III, 7 Poussières d'étoiles...

73 Fin

74 Les grandes classes de processus de nucléosynthèse
La nucléosynthèse primordiale (Big Bang) production de deuterium (1%), He (25%), Li, Be a partir des protons primordiaux La nucléosynthèse par spallation (milieu interstellaire) production de Li, Be, B La nucléosynthèse non explosive Associée aux cycles de production d'énergie combustion de H (cycle pp, CNO) combustion de He (réaction triple alpha) combustion de C, O, Ne, Mg, Si production de la majorité des nucléides plus légers que Fe Auxiliaire aux cycles de production d'énergie processus s (« slow ») -> production d'éléments plus lourds que le fer La nucléosynthèse explosive Lors des explosions de type novae (cycle CNO chaud) Lors des explosions de type supernovae combustion H, He, C, O, Ne, Mg, Si processus r (« rapid ») -> production d'éléments plus lourds que le fer processus p (photo-émissions de neutrons) -> production d'éléments plus lourds que le fer

75 Les grandes classes de processus de nucléosynthèse
La nucléosynthèse primordiale (Big Bang) production de deuterium (1%), He (25%), Li, Be a partir des protons primordiaux La nucléosynthèse par spallation (milieu interstellaire) production de Li, Be, B La nucléosynthèse non explosive Associée aux cycles de production d'énergie combustion de H (cycle pp, CNO) combustion de He (réaction triple alpha) combustion de C, O, Ne, Mg, Si production de la majorité des nucléides plus légers que Fe Auxiliaire aux cycles de production d'énergie processus s (« slow ») -> production d'éléments plus lourds que le fer La nucléosynthèse explosive Lors des explosions de type novae (cycle CNO chaud) Lors des explosions de type supernovae combustion H, He, C, O, Ne, Mg, Si processus r (« rapid ») -> production d'éléments plus lourds que le fer processus p (photo-émissions de neutrons) -> production d'éléments plus lourds que le fer

76

77 OBAFGKM RNS Oh Be A Fine Guy/Girl Kiss Me
Only Boys accepting Feminism Get Kissed Meaningfully Official Bureaucrats At Federal Government Kill Many Researchers' National Support Observationalists Basically Are Fine Generous Kind Men (Really Not Sexist) Oh backward Astronomer, Forget Geocentricity; Kepler's Motions Reveal Nature's Simplicity Only Boring Astronomers Find Gratification Knowing Mnemonics

78

79 Processus r et s