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Physique Des Plasmas

Physique des plasmas

ko:플라즈마 ja:プラズマ catégorie:Physique

Introduction

La physique des plasmas est une branche particulère de la physique qui étudie les propriétés, la dynamique des plasmas et leurs applications. Ce n'est pas à proprement parler un domaine de la physique à part entière. La physique des plasmas s'inspire et approfondit les concepts fondamentaux des autres disciplines (physique atomique, physique quantique, physique statistique...) pour l'adapter au problème compliqué par nature de l'étude d'une assemblée disparate de particules chargées ou non : un plasma.

Qu'est ce qu'un plasma ?

Le plasma est un gaz (ou un solide) qui a été soumis à la quantité d'énergie suffisante pour dissocier les électrons de leurs atomes (phénomène d'ionisation). Comme ces particules sont chargées, le plasma se comporte de manière différente d'un gaz (ou d'un solide) neutre en présence de champs électriques et/ou magnétiques. Les plasmas peuvent être de nature très différente, leurs propriétés également, ainsi que les théories et les modèles décrivant chaque nature de plasmas. Le plasma est aussi nommé « quatrième état de la matière » (avec les états solide, liquide et gazeux). Historiquement le terme « plasma » a été utilisé en physique pour la première fois par le physicien américain Irving Langmuir en 1928 en analogie au plasma sanguin auquel le phénomène ressemblait visuellement. À l'origine un plasma désignait un gaz entièrement ionisé globalement neutre. Puis, on a étendu la définition aux plasmas partiellement ionisés, dans lesquels les proportions de particules chargées sont suffisantes pour que leur comportement diffère d'un gaz neutre. Puis, la physique des plasmas s'est intéressée à la dynamique des faisceaux d'électrons, de protons, d'ions lourds : des plasmas non neutres. Aujourd'hui, on parle de plasma lorsque la matière que l'on observe contient beaucoup de particules disparates qui peuvent intéragir entre elles et avec l'environnement de milliers de façons : c'est une soupe d'électrons, cations, anions, atomes neutres, clusters, agrégats. Les théoriciens s'intéressent même aux plasmas de quarks.

Exemples

quark] Les plasmas sont extrêmement répandus dans l'Univers puisqu'ils constituent plus de 99% de la matière connue. Par contre dans notre environnement proche : « la Terre » ils passent presque inaperçus puisque leurs conditions d'apparition sont très éloignées des conditions nécessaires aux besoins de la vie terrestre. Ainsi on distingue les plasmas naturels :
- les étoiles, nébuleuses gazeuses, quasar, pulsar ;
- les aurores boréales ;
- les éclairs ;
- l'ioniosphère ;
- le vent solaire et les plasmas industriels :
- les décharges, ou tube à décharges (lampes, écrans, torche de découpe, production de rayon X) ;
- les plasmas de traitement pour dépôt, gravure, modification de surface ou dopage par implantation ionique ;
- la propulsion par plasmas ;
- la fusion nucléaire (voir aussi Tokamak) ;
- et de nombreuses autres applications qui ne sont encore que des expériences de laboratoire ou des prototypes (radar, amélioration de combustion, traitement des déchets, stérilisation etc.).

La physique

Comme un plasma est une assemblée de particules différentes en interaction, il est de manière générale difficile de le caractériser. Supposons que le plasma contienne X espèces, incluant les différents états de charge d'un même atome (ou molécule ou agrégat ...), il faut pour complètement le décrire, étudier l'évolution de la densité, de la température, de la fonction de distribution dans l'espace et en vitesse de chaque espèce, au cours de toutes les réactions chimiques, nucléaires, ou collisions qui peuvent avoir lieu. C'est une tâche quasiment impossible, car même si on peut écrire des équations reliant toutes ces données, il est souvent impossible de les résoudre, même numériquement avec les moyens informatiques actuels.
Pour simplifier, dès le départ, le(s) problème(s), on répartit les plasmas en plusieurs catégories. Dans chaque catégorie les plasmas vont avoir un certain type de comportement propre. Pour construire ces catégories, il faut définir différents paramètres comme suit.

Température des espèces

Un plasma, du fait qu'il contient des espèces ionisées, contient aussi des électrons (par neutralité globale du plasma, exception faite des faisceaux de particules). Les électrons ont une masse 2000 fois plus faible que les ions (le rapport masse du proton ou du neutron sur masse de l'électron vaut plus exactement 1836), ils ont donc moins d'inertie et sont plus « réactifs ». Il est donc plus facile de donner de l'énergie aux électrons qu'aux espèces plus lourdes : les ions. On va différencier alors les plasmas dans lesquels :
- seulement les électrons ont acquis assez d'énergie pour effectuer des réactions (essentiellement chimiques). Ce sont les « plasmas froids ».
- les ions sont également énergétiques pour influencer le comportement du plasma. Ce sont les « plasmas chauds ».
Pourquoi cette dénomination ? En physique des plasmas, on mesure l'énergie cinétique des électrons ou des ions par leur température (comme en physique statistique :

E \sim k_B T

, où

k_B

est la constante de Boltzmann). Cette dénomination fait référence à l'énergie des ions.
- Dans le cas des « plasmas froids », la température (l'énergie) des électrons est très supérieure à celle des ions

T_i \ll T_e

. Les ions sont considérés comme « froids », non réactifs.
- Dans les plasmas chauds, les ions sont « chauds », réactifs.
Cette différenciation scientifique est également culturelle :
- les plasmas froids peuvent être étudiés en laboratoire. Les scientifiques ont alors construit un savoir-faire expérimental, actuellement largement appliqué dans les industries (gravure, dépôt...).
- les plasmas chauds demandent plus d'énergie pour leur création, et donc les installations qui les produisent sont moins nombreuses (car plus coûteuses...) et donc moins accessibles. Le savoir-faire qui s'est développé est essentiellement théorique, donc plus fondamental.

Autres caractérisations

Pour caractériser les plasmas et les phénomènes liés on utilise différentes notions :
- Le degré d'ionisation

\alpha

: ::

\alpha = \frac

avec

n_e

densité électronique et

n_n

densité de neutre.
Si

\alpha << 1

alors le plasma sera dit «faiblement» ionisé et si

\alpha\approx 1

alors il est dit «fortement» ionisé.
Si on rapproche le degré d'ionisation des interactions particulaires on pourra aussi classifier selon les mêmes catégories : :::Un gaz faiblement ionisé a des fréquences de collision électron-neutre supérieures aux fréquences de collision électron-ion ou électron-électron. :::On utilisera la notation usuelle :

\nu_>>\nu_, \nu_

:::Pour un gaz fortement ionisé on aura alors :

\nu_<\nu_, \nu_

- Le paramètre plasma

\Gamma

: ::

\Gamma\approx\frac\approx\frac

représente l'énergie potentielle moyenne liée aux interactions coulombiennes ::

représente l'énergie cinétique moyenne liée a l'agitation thermique :: si

\Gamma<1

le plasma est faiblement corrélé : il est dit «cinétique» :: si

\Gamma>1

le plasma est fortement corrélé.

Concepts fondamentaux

- La notion de quasi-neutralité ::Un plasma sous l'effet des forces de Coulomb (F=qE) et de Laplace (

F=qv\times B

), comme tout système dynamique, tend vers une position d'équilibre en minimisant ses forces. On voit rapidement qu'une égalité

Zn_i + n_e = 0

permet d'atteindre cette stabilité. Seulement cette équation prise tel quelle ne permet pas de résoudre les équations de Maxwell correctement. ::On considérera alors par exemple le rapport

\frac << 1

::En fait les études sur les plasmas portent souvent sur des perturbations d'une grandeurs moyenne. Par exemple si on considère la densité moyenne d'électron

\bar n_e

. Une perturbation de cette densité sera

n_e

alors le plasma sera caractérisé par une densité électronique

\bar n_e + n_e

. On posera souvent comme hypothèse

\bar n_e >> n_e

- L'écrantage électrique, notion de gaine et frontière d'un plasma ::Pour se représenter une gaine on va étudier un plasma un peu particulier : ::
- il sera monodimensionnel (selon x); ::
- à l'instant t=0, pour les x<0 on a un plasma à l'équilibre

n_e = n_i

::
- pour les x>0 on aura le vide. ::La frontière « vide-plasma » est donc un plan perpendiculaire à l'axe (Ox). ::Pour t>0 la situation va évoluer via l'agitation thermique des électrons (dans de nombreux cas on considère les mouvements des ions négligeables devant ceux des électrons, on supposera alors les ions comme fixes). ::L'agitation thermique tend a étaler la distribution d'électrons mais elle est contre-balancée par les forces électrostatiques qui tendent à la neutralité. On va donc obtenir une distribution électronique approchant la courbe bleu sur le second schéma. Cette distribution est appelée gaine électronique et on peut démontrer qu'elle a une taille de l'ordre de la longueur de Debye

\lambda_D

Situation initiale Situation à l'équilibre

- La longueur de Debye ::L'écrantage électrique défini précédemment nous permet d'identifier la longueur de Debye : c'est l'échelle de longueur au dessous de laquelle il peut y avoir une séparation de charge et au dessus de laquelle le plasma retrouve sa neutralité. ::

\lambda_D = \sqrt

- Perturbation d'un plasma

- La fréquence de Langmuir ou fréquence plasma ::Quand on perturbe un plasma à l'équilibre, les électrons vont se mettre à osciller avec une certaine fréquence :

\omega_p = \sqrt

Les ordres de grandeurs

Traitement mathématiques

Un traitement liquide commun des plasmas vient d'une combinaison de équations de Navier-Stokes de la dynamique des fluides et les équations de Maxwell de l'électromagnétisme. De l'ensemble des équations résulte ce que l'on appelle la magnétohydrodynamique (ou MHD).

Les champs de recherche et d'applications

- Équilibre et stabilité des plasmas :: C'est un problème majeur notamment pour toutes les recherches où un confinement est nécessaire comme pour la fusion.
- Diagnostic & Simulation :: Les diagnostics expérimentaux et la simulation numérique sont deux outils indispensables aux plasmiciens. La simulation numérique des plasmas est très gourmande en puissance machine de par la complexité des interactions à traiter. Actuellement les codes de calcul sont essentiellement des codes 1D ou 2D particulaires, 2D et 3D fluides. De nombreux codes sont des codes hybrides.
- Fusion nucléaire :
- Fusion par confinement magnétique ;
- Fusion par confinement inertiel.
- Source de plasma :
- Plasmas de décharges ;
- Plasma CCP ;
- Plasma ICP (analyse chimique par torche à plasma) ;
- Source ECR ;
- Source Hélicon.
- Interactions du plasma avec les ondes et les faisceaux :
- Interaction laser-plasmas.
- Plasmas industriels :
- Plasma de dépôt et gravure ; :: Actuellement c'est le domaine le plus développé du point de vue industriel. Les plasmas sont utilisés pour la gravure des microprocesseurs et autres composants. Le dépôt intervient lui aussi en microélectronique associé étroitement à la gravure. Mais il est utilisé aussi dans des technologies liées aux couches minces, dans d'autres domaines comme l'optique ou pour l'ajout de couches de protections en métallurgie. (miroir, etc.)
- Plasma pour implantation ionique ; :: Utilisés en microélectronique, ces traitements permettent de modifier la surface de cibles immergées dans le plasma afin de rendre les matériaux biocompatibles, resistants à la corrosion ou d'une plus grande dureté selon le traitement mais surtout de réaliser des dopages pour jonction de surface (ultra-shallow doping) dans l'industrie des semi-conducteurs.
- Traitement des déchets.
- Physique des plasmas naturels
- Astrophysique : ::La physique des plasmas est importante en astrophysique car de nombreux objets astronomiques comme les étoiles, les disques d'accrétion, les nébuleuses, et le milieu interstellaire sont composés de plasma.
- Environnement planétaire: La magnétosphère est dense en plasma.

Liens externes

- [http://www.polytechnique.edu/page.php?MID=87 Laboratoire de Physique et Technologie des Plasmas]
- [http://www.iter.org/ Le projet mondial de fusion Iter]
- [http://web.cnrs-orleans.fr/~webaero/ CNRS à Orléans]
- [http://gaphyor.lpgp.u-psud.fr/lpgp/ Laboratoire de Physique des Gaz et Plasmas]

Physique statistique

La physique statistique est le domaine de la physique s'occupant de l'études de systèmes de nature fondamentalement stochastique. Cette dernière traduit généralement un nombre mathématiquement trop important de degrés de liberté internes. Elle fut introduite initalement au milieu du sous la forme de mécanique statistique par Gibbs, Thomson et Boltzmann pour généraliser et justifier les principes de la thermodynamique. La discipline fait donc le lien entre les propriétés d'un système macroscopique descriptible par un nombre restreint de paramètres (par exemple un volume de gaz) et les propriétés de ses constituants élémentaires dont la description complète peut nécessiter un nombre de paramètres non gérable (pour reprendre l'exemple du gaz, les molécules le constituant nécessitent pour leur description complète un nombre de paramètres comparable au Nombre d'Avogadro). Les premières extensions de la physique statistique par rapport à la mécanique statistique ont été l'introduction des propriétés électriques et magnétiques de la matière au sein des modèles. Une autre étape importante fut la modification des formules statistiques entre les années 1920 et 1930 pour tenir compte des effets de l'indiscernabilité quantique des particules. Cette modification fut effectuée par S.Bose et A.Einstein pour les systèmes de particules pour les particules de spin entier (Bosons) et par E.Fermi et P.A.M.Dirac pour les systèmes de particules de spin demi-entier (Fermions). Les méthodes de description mathématique développées dans le cadre de la physique statistique ont trouvé des applications dans pratiquement tous les domaines de la physique moderne ou de la chimie, mais aussi en économie, dans les sciences humaines, etc.

Voir également

- en mécanique quantique :
- statistique de Fermi-Dirac
- statistique de Bose-Einstein
- en mécanique classique :
- statistique de Maxwell-Boltzmann Catégorie:Physique statistique ja:統計力学 ko:통계역학

Atome

L'atome est un composant de la matière, défini du point de vue de la chimie comme la plus petite partie d'un corps simple pouvant se combiner avec une autre. Le mot provient du grec ατομος, atomos, « que l'on ne peut diviser ». L'atome était pour certains philosophes de la Grèce antique le plus petit élément indivisible de la matière. La notion d'atome est largement utilisée dans les diverses théories permettant d'expliquer les propriétés physiques de la matière, notamment dans ses états gazeux (la compressibilité des gaz), liquide et solide (l'ordonnancement des cristaux). En chimie, l'atome est l'élément de base, il constitue la matière et forme les molécules : les atomes restent indivisibles au cours d'une réaction chimique (en acceptant la légère exception que constituent les échanges d'électrons périphériques). Cependant, depuis le début du , des expériences de physique nucléaire ont mis en évidence l'existence des constituants de l'atome que sont les particules élémentaires.

Caractéristiques de l'atome

La majeure partie de la masse de l'atome se trouve concentrée dans un très faible volume (dimension de l'ordre de 10^-15 m) : le noyau, composé de deux sortes de particules semblables, appelées nucléons :
- les neutrons, particules de charge électrique nulle, et de masse égale à : :::m_n = 1,674 95×10^-27 kg ;
- les protons, particules de charge électrique positive égale à : :::e = 1,602 189×10^-19 C, :et de masse égale à : :::m_p = 1,672 65×10^-27 kg. La masse du proton étant très proche de celle du neutron, il est pratique de caractériser un noyau par son nombre de nucléons, appelé nombre de masse. Autour du noyau se trouve « un nuage » de particules identiques : les électrons ; les dimensions de ce nuage électronique (de l'ordre d'un angström, ou 10^-10 m) correspondent à celles de l'atome. Les électrons possèdent une charge électrique négative égale à : :::e = 1,602 189×10^-19 C, identique à celle du proton en valeur absolue ; leur masse est bien plus faible que celles des nucléons : :::m_e = 9,109 53×10^-31 kg. La charge électrique d'un atome est neutre, car le nombre d'électrons (chargés négativement) du nuage électronique est égal au nombre de protons (chargés positivement) constituant le noyau. Ainsi, les charges électriques s'annulent d'un point de vue macroscopique. Les atomes sont susceptibles de se charger électriquement, en gagnant (la charge de l'atome devient négative) ou en perdant (la charge de l'atome devient positive) un ou plusieurs électrons ; on parle alors d'ions. Les propriétés physiques et chimiques des atomes dépendent essentiellement du nombre de protons qui composent leur noyau. Aussi, les atomes sont-ils classés suivant ce nombre, appelé nombre atomique. La matière constituée d'un ensemble quelconque d'atomes de même nombre atomique est un corps simple, ou élément chimique. Les atomes ayant un même nombre atomique, mais des nombres de masse différents (nombre de neutrons différent), sont appelés isotopes. Les différents éléments chimiques naturels ou artificiels ont été ordonnés en fonction de leurs propriétés dans le tableau périodique des éléments.

Histoire de l'atome

Le concept d'atome est particulièrement bien admis par le grand public, pourtant, paradoxalement, on ne peut pas observer par des moyens optique cet objet et seuls quelques rares physiciens manipulent des atomes isolés. L'atome peut donc paraître un modèle essentiellement théorique. Bien que ce modèle ne soit plus aujourd'hui remis en cause il a beaucoup évolué au cours du temps pour répondre aux exigences des nouvelles théories physiques et correspondre avec les différentes expérimentations effectuées.

Antiquité : un concept philosophique et intuitif

Il est probable que plusieurs peuples aient développé la notion de «grain composant la matière», tant ce concept semble évident lorsque l'on morcelle une motte de terre. Dans la culture européenne, ce concept apparaît pour la première fois dans la Grèce antique au , chez les philosophes présocratiques, notamment Leucippe, env. 460-370 av. J.-C., Démocrite et, plus tard, Épicure. Il s'agit d'une conception a priori du monde, qui fait partie de la recherche des principes de la réalité, recherche qui caractérise les premiers philosophes : on suppose que la matière ne peut se diviser indéfiniment, qu'il y a donc une conservation des éléments du monde, qui se transforment ou se combinent selon des processus variés. La décomposition du monde en quatre éléments (eau, air, terre, feu) peut donc compléter cette thèse. L'atomisme est une solution concurrente, qui naît de l'opposition de l'être et du néant : l'atome est une parcelle d'être qui se conserve éternellement, sans quoi les choses finiraient par disparaître. Ce fut sans doute un tournant philosophique majeur, à l'origine du matérialisme et de la critique de la religion. Cependant, même si l'empirisme épicurien tente d'établir cette hypothèse sur des bases scientifiques, l'atome demeure une intuition sans confirmations expérimentales.

La chimie du XVIII siècle - les éléments

Depuis des millénaires, on a remarqué que les produits se transforment : le feu, la métallurgie (transformation du minerai en métal), la corrosion (dégradation du métal), la vie, la cuisson des aliments, la décomposition de la matière organique... Par exemple, pour Empédocle, les transformations de la matière s'expliquaient de la manière suivante : il y avait quatre types d'éléments (eau, air, terre, feu) qui s'associaient et se dissociaient, en fonction de l'amour ou de la haine qu'ils se portaient — les fameux « atomes crochus ». Au Moyen Âge, les alchimistes ont étudié ces transformations et remarqué qu'elles suivent des règles bien précises. Vers 1760, des chimistes anglais commencent à s'intéresser aux gaz produits par les réactions, afin d'en mesurer le volume et de les peser. Ainsi, Joseph Black, Henry Cavendish et Joseph Priestley découvrent différents « airs » (c'est-à-dire gaz) : l'« air fixe » (le gaz carbonique), l'« air inflammable » (le dihydrogène), l'« air phlogistiqué » (le diazote), l'« air déphlogistiqué » (le dioxygène)... (Le terme « phlogistique » provient de la théorie du chimiste allemand Georg Ernst Stahl, au début du , pour expliquer la combustion ; cette théorie fut balayée par Lavoisier.) Antoine Laurent de Lavoisier (chimiste français) énonce en 1773 que : :"Rien ne se perd, rien ne se crée, tout se transforme" (formulé d'une manière légèrement différente à l'époque) signifiant par là que :
- la masse se conserve pendant les réactions chimiques ;
- les substances se décomposent en « éléments », c'est l'organisation de ces éléments qui change lors d'une réaction. Cette notion marque la véritable naissance de la chimie. Les chimistes ont donc commencé à recenser les éléments dont sont composées toutes les substances et à créer une nomenclature systématique — oxygène : qui génère des acides (οξυs signifie « acide » en grec) — hydrogène : qui génère de l'eau... Par exemple, en 1774, Lavoisier, en suivant les travaux des chimistes anglais, établit que l'air se compose en « air vital » (dioxygène) et en « air vicié et méphitique, mofette » (diazote) ; en 1785, il décompose l'eau (en faisant passer de la vapeur d'eau sur du fer chauffé au rouge) et montre donc que ce n'est pas un élément, mais que l'eau est décomposable en éléments (c'est en fait une pyrolyse). Le terme d'« analyse » provient d'ailleurs de cette notion de décomposition, lusis (λυσιs) signifie « dissolution » en grec : on décompose les produits (par attaque acide, en les brûlant, en les distillant...) jusqu'à obtenir des substances simples reconnaissables facilement (l'hydrogène, l'oxygène, le carbone, le fer...). On a donc la première constatation expérimentale de la décomposition de la matière en substances élémentaires.

La physique du XVIII siècle - les particules

Un autre pas, fait en parallèle, vient de l'étude des propriétés des gaz et de la chaleur (thermodynamique). Les fluides (liquides et gaz) sont étudiés en Europe depuis l'Antiquité, mais c'est au milieu du que l'on commence vraiment à cerner leur propriétés, avec l'invention du thermomètre (thermoscope de Santorre Santario, 1612), du baromètre et du vide pompé (Evangelista Torricelli, 1643), l'étude de l'expansion des gaz (Gilles Personne de Roberval, 1647), la pression atmosphérique (Blaise Pascal et Florin Perrier, 1648), les relations entre pression et volume (Robert Boyle en 1660, Edmé Mariotte en 1685), la notion de zéro absolu (Guillaume Amontons, 1702)... René Descartes (mathématicien, physicien et philosophe français) émet l'idée, en 1644, que les gaz sont composés de particules tourbillonnantes. Mais il ne s'agit là encore que d'une conception imagée, sans appui expérimental ; dans le même ordre d'idées, Descartes pensait que c'était aussi un tourbillon de « matière subtile » qui entraînait la rotation des planètes (ceci fut mis en défaut par Isaac Newton avec l'attraction universelle en 1687). Cependant, cette notion de corpuscules inspira d'autres scientifiques. Les mathématiciens suisses Jakob Hermann (1716) et Leonhard Euler (1729), mais surtout le physicien suisse Daniel Bernoulli (1733), effectuent des calculs en supposant que les gaz sont formés de particules s'entrechoquant, et leurs résultats sont en accord avec l'expérience. C'est la conception « cinétique » des gaz, c'est-à-dire l'explication de la température et de la pression par des particules en mouvement. Une autre science se développe à la fin du : la cristallographie. Ce qui intrigue les scientifiques, c'est l'observation des formes géométrique des cristaux naturels, et leur capacité à se cliver selon des plans lisses respectant ces symétries. Reprenant l'idée de classification des êtres vivants de Carl von Linné, on commence à rechercher et classer les minéraux (Jean-Baptiste Romé de Lisle, minéralogiste français, 1772). L'abbé René-Just Haüy (cristallographe français), en 1781, suppose que la forme des cristaux reflète la symétrie d'une « brique élémentaire », le cristal étant un assemblage de ces briques. On retrouve ici cette notion de composant élémentaire de la matière.

XIX siècle - le triomphe de l'atome

À ce stade, ressortaient trois notions :
- les corps chimiques sont décomposables en substances élémentaires ;
- les gaz sont composés de corpuscules qui volent et s'entrechoquent ;
- les cristaux sont composés de cellules dont la forme détermine la forme extérieure du cristal. Ces notions ont en commun le fait que la matière homogène est composée de corpuscules tous semblables entre eux, mais trop petits pour être visibles. Les découvertes du XIX siècle vont permettre de faire converger ces trois notions, et d'établir les notions de molécule et d'atome. John Dalton (chimiste et physicien anglais), en 1804, mesure les masses des réactifs et des produits de réaction, et en déduit que les substances sont composées d'atomes sphériques, identiques pour un élément, mais différents d'un élément à l'autre, notamment par la masse de ces atomes. Il découvre également la notion de pression partielle (dans un mélange de gaz, la contribution d'un gaz donné à la pression totale). Il fut le premier à émettre les idées de la théorie atomique. En 1807, Louis Joseph Gay-Lussac (physicien et chimiste français), établit la loi reliant la température et la pression d'un gaz. En 1808, il établit que les gaz réagissent en proportions déterminées ; les rapports des volumes des réactifs et des produits de réaction sont des nombres entiers petits. Le fait que ce soit des nombres entiers, a induit fortement à penser que la matière n'est pas « continue » (pensée dominante à cette époque), mais faite d'éléments discontinus. Amedeo Avogadro (physicien italien), en 1811, énonce, sans preuve, que pour une température et une pression fixées, un volume donné de gaz contient toujours le même nombre de molécules, et ce quel que soit le gaz. Il fait également l'hypothèse que les gaz sont polyatomiques, et définit nettement molécules et atomes. André-Marie Ampère (1814), Jean-Baptiste André Dumas (1827) et William Prout (1834) arrivent à la même conclusion. En 1821, John Herapath (mathématicien anglais) publie une théorie cinétique des gaz pour expliquer la propagation des sons, les changements de phase (vaporisation, liquéfaction) et la diffusion des gaz. Robert Brown (botaniste britannique), en 1827, observe le mouvement de grains de pollen dans l'eau ; les grains vont en ligne droite, et ne changent de direction que lors d'un choc avec un autre grain ou bien contre une paroi. C'est de ce comportement, le « mouvement brownien », que s'inspireront les physiciens pour décrire le mouvement des molécules de gaz. Gabriel Delafosse, en 1840, suppose que l'on peut dissocier la composante élémentaire du cristal et son organisation ; ainsi, la brique élémentaire de Haüy pourrait être un réseau aux nœuds duquel se trouveraient des « molécules » ; ce serait la forme du réseau qui donnerait la forme au cristal et non pas nécessairement la forme des molécules. Louis Pasteur (chimiste et biologiste français), en 1847, établit le lien entre la forme des molécules et la forme des cristaux (en fait, la molécule donne sa forme au réseau, et le réseau sa forme au cristal). Auguste Bravais (physicien français), en 1849, détermine les 32 réseaux cristallins possibles. En 1858, Rudolf Julius Emanuel Clausius (physicien allemand) définit le libre parcours moyen d'une molécule dans un gaz (distance moyenne parcourue entre deux chocs). Partant de là, en 1859, James Clerk Maxwell (physicien écossais) introduit la notion de dispersion statistique des vitesses des molécules dans la cinétique des gaz. Ceci permit à Ludwig Boltzmann (physicien autrichien), en 1858, d'estimer la taille des molécules et de définir la répartition statistique des vitesses dans un gaz. Dmitri Ivanovitch Mendeleïev (chimiste russe), en 1869, classe les atomes par masse croissante, et remarque qu'il y a une périodicité dans leurs propriétés chimiques. Il établit donc un tableau classant les éléments ; les trous dans ce tableau permirent de découvrir de nouveaux éléments.

Bilan

La notion d'atome et de molécule a donc permis le succès de la thermodynamique statistique, de la chimie et de la cristallographie. À cette notion, vont correspondre des modèles qui seront affinés au cours du développement de la physique et particulièrement précisés par les découvertes de la physique quantique durant le , et notamment :
- la découverte de l'électron (Joseph Thomson, 1887) ;
- les expériences de déviation des particules alpha par la matière (Ernest Rutherford of Nelson, 1911) ;
- les expériences de diffraction des rayons X sur les cristaux (Max von Laue, 1912).

Historique des modèles de l'atome

Dans l'histoire des sciences, plusieurs modèles de l'atome ont été développés, au fur et à mesure des découvertes des propriétés de la matière. Aujourd'hui encore, on utilise plusieurs modèles différents ; en effet, le modèle le plus récent est assez complexe, l'utilisation de modèles « anciens » ou partiellement faux, mais plus simples, facilite la compréhension, donc l'apprentissage et la réflexion. Depuis l'antiquité grecque, on supposait que la matière pouvait se fractionner en petits morceaux jusqu'à obtenir des grains insécables, qu'elle était comme « de la poussière dans la lumière ». C'est avec l'expérience de Rutherford que l'on atteint enfin ce grain : les particules alpha, en traversant la matière, voient leur trajectoire perturbée, ce qui va permettre enfin de savoir comment est organisée cette « poussière »...

1675 : Jean Picard observe une luminescence verte en agitant un tube de baromètre ; on découvrira quelques siècles plus tard que cela est dû à l'électricité statique et aux vapeurs de mercure ;
1854 : Geissler et Plücker découvrent les rayons cathodiques, des rayons verts luminescents lorsque l'on établit une forte tension électrique dans une ampoule dont on a pompé l'air (faible pression de gaz) ; ils inventent ainsi la lampe à décharge, qui éclaire maintenant nos supermarchés d'une lumière blanche, nos rues et nos stationnements d'une lumière orange (lampes au sodium) ;
1897 : J. J. Thomson établit que ces rayons cathodiques sont constitués de particules chargées négativement arrachées à la matière, et découvre ainsi l'électron ; c'est la première décomposition de l'atome ;
1900 : Max Planck montre la quantification des échanges d'énergie dans la matière (recherches sur le corps noir) ;
1911 : expérience de Rutherford : il bombarde une feuille d'or par des particules alpha (des noyaux d'hélium, chargés positivement, obtenus par radioactivité) ; il en déduit que :
- la plupart des particules vont en lignes droites, donc la matière est « pleine de trous » ;
- mais certaines sont déviées et même rebroussent chemin, donc elles rencontrent des îlots très concentrés de matière chargée positivement (les + se repoussent entre eux) ;
il en déduit son modèle planétaire : l'atome est constitué d'un noyau positif très petit et d'électrons tournant autour ; ce modèle pose un gros problème : en tournant, les électrons devraient perdre de l'énergie par rayonnement, et donc s'écraser sur le noyau...
1913 : Niels Bohr réunit les concepts de Planck et de Rutherford, et propose son modèle : les orbites des électrons ont des rayons définis, il n'existe que quelques orbites « autorisées » ; ainsi, les échanges d'énergie quantifiés correspondent à des sauts entre les orbites définies, et lorsque l'électron est sur l'orbite la plus basse, il ne peut pas descendre en dessous et s'écraser (mais ce modèle n'explique pas pourquoi) ;
1914 : l'expérience de Franck et Hertz valide le modèle de Bohr : ils bombardent des vapeurs de mercure avec des électrons ; l'énergie cinétique perdue par les électrons traversant les vapeurs est toujours la même ;
1924 : Louis de Broglie postule la dualité onde-corpuscule ;
1926 : Schrödinger modélise l'électron comme une onde, l'électron dans l'atome n'est donc plus une boule mais un « nuage » qui entoure le noyau ; ce modèle, contrairement aux autres, est stable car l'électron ne perd pas d'énergie.

Modèles périmés

Les modèles présentés dans cette section sont trop éloignés de la réalité pour pouvoir être utilisés. Ils ne sont présentés ici qu'à titre historique.

Le modèle de J.J Thomson ou modèle du far aux pruneaux (plum-pudding)

Avec la découverte de l'électron en 1897, on savait que la matière était composée de deux parties : une négative, les électrons, et une positive. Dans le modèle imaginé alors par Joseph John Thomson, les électrons, particules localisées, baignaient dans une « soupe » positive, à l'image des pruneaux dans le far breton (ou dans le plum-pudding pour les anglais ou encore comme des raisins dans un cake). Ce modèle fut invalidé en 1911 par l'expérience d'un de ses anciens étudiants, Ernest Rutherford. Vous pouvez aussi consulter la page en anglais

Le modèle planétaire de Rutherford

L'expérience de Rutherford met en évidence que les charges positives ne sont pas « étalées » entre les électrons, mais sont concentrées en de petits points. Il bombarda une fine feuille d'or par un faisceau de particules alpha (particules de charges électriques positives). Il observa que les particules étaient déviées faiblement, ce qui ne correspondait pas au résultat prévu par le modèle de Thomson, pour lequel elles n'auraient pas dû la traverser. Rutherford imagine donc un modèle planétaire : l'atome est constitué d'un noyau positif autour duquel tourne des électrons négatifs. Entre le noyau, très petit par rapport à l'atome (environ 100 000 fois), et ses électrons, un grand vide existe. Ce modèle fut très vite mis en défaut par les équations de Maxwell d'une part, qui prédisent que toute charge accélérée rayonne de l'énergie, et par les expériences montrant la quantification des niveaux d'énergie d'autre part.

Modèles approchés couramment employés

Le modèle des sphères dures

Le modèle le plus simple pour représenter un atome est une boule indéformable. Ce modèle est très utilisé en cristallographie. Une molécule peut se voir comme plusieurs boules accolées, un cristal comme des boules empilées. On utilise parfois une représentation « éclatée » : les atomes sont représentés comme des petites boules espacées, reliées par des traits, permettant de faire ressortir les directions privilégiées ainsi que les angles. cristallographie Ce modèle correspond bien à certaines propriétés de la matière, comme par exemple la difficulté de comprimer les liquides et les solides, ou bien le fait que les cristaux ont des faces bien lisses. En revanche, il ne permet pas d'expliquer d'autres propriétés, comme la forme des molécules : si les atomes n'ont pas de direction privilégiée, comment expliquer que les liaisons chimiques révèlent des angles bien définis ?

Le modèle de Bohr

Un modèle fut développé par Niels Bohr en 1913 à partir des propriétés mises en évidence par Planck et Rutherford. Dans le modèle des sphères dures, l'atome est un objet entier, indécomposable. Or, on sait depuis le milieu du XIX siècle que l'on peut en « arracher » des particules portant une charge électrique négative, les électrons. Dans le modèle de Bohr, l'atome est composé d'un noyau chargé positivement, et d'électrons tournant autour, les rayons des orbites des électrons ne pouvant prendre que des valeurs bien précises. Le noyau est très compact, d'un diamètre d'environs 10^-15 à 10^-14 m, c'est-à-dire que le noyau est cent mille à un million de fois plus petit que l'atome ; il porte une charge électrique positive. C'est aussi la partie la plus lourde de l'atome, puisque le noyau représente au moins 99,95 % de la masse de l'atome. Les électrons sont ponctuels, c'est-à-dire que leur rayon est admis quasiment nul (tout du moins plus petit que ce que l'on peut estimer). Ils portent une charge négative. Pour des raisons de lisibilité, le schéma ci-dessous n'est donc pas à l'échelle, en ce qui concerne les dimensions du noyau et des électrons, ni aussi pour les rayons des différentes orbites (on notera ici que le nombre d'électrons sur les orbites n'est pas prédit par le modèle). modèle de Bohr
Cette vision permet de décrire les phénomènes spectroscopiques fondamentaux, c'est-à-dire le fait que les atomes absorbent ou émettent seulement certaines longueurs d'onde (ou couleur) de lumière ou de rayons X. En effet, les électrons ne pouvant tourner que sur des orbites définies, le saut d'une orbite à une autre se fait en absorbant ou en émettant une quantité déterminée d'énergie (quantum). Le modèle de Bohr, décomposant l'atome en deux parties, un noyau et un nuage d'électrons, est plus précis que le modèle des sphères dures, pour lequel la surface de la sphère correspond à l'orbite des électrons extérieurs. Cependant, il présente le gros inconvénient des modèles planétaires : des électrons en orbite autour du noyau sont des charges accélérées, ils devraient rayonner de l'énergie, ... et devraient donc venir s'écraser sur le noyau. Le modèle n'explique pas non plus la forme des molécules.

Le modèle actuel : modèle de Schrödinger

La naissance de la mécanique ondulatoire de Louis de Broglie 1924, généralisée par Erwin Schrödinger en 1926 amène à proposer un nouveau modèle, dont les aspects relativistes furent décrits par Paul Dirac en 1928 ; il permet d'expliquer la stabilité de l'atome et la description des termes spectrocopiques. Dans ce modèle, les électrons ne sont plus des billes localisées en orbite, mais des nuages de probabilité de présence. Ce point de vue, révolutionnaire, peut choquer en première approche. Cependant la représentation que l'on pouvait se faire d'un électron - une petite bille ? - était dictée par les formes observées dans le monde macroscopique, transposées sans preuves dans le monde microscopique. Il faut bien se pénétrer du fait que ce que l'on connaît de l'électron ne repose que sur des manifestations indirectes : courant électrique, tube cathodique (télévision)… Depuis les années 1930, on modélise ainsi l'électron par une « fonction d'onde » dont le carré de la « norme représente la densité de probabilité de présence ». Pour représenter fidèlement les propriétés de l'électron, on ne dispose que des fonctions mathématiques compliquées. Cette abstraction rebute encore bien des physiciens. Nous allons essayer de donner une image de cette notion de fonction d'onde, image nécessairement imparfaite. Un électron, hors d'un atome, est représenté par un paquet d'ondes, qui peut être considéré, dans certaines limites, comme une petite bille. La mécanique quantique démontre qu'un tel paquet d'ondes s'étale au cours du temps ; au contraire, un électron d'un atome conserve la structure de la fonction d'onde associée à l'orbite qu'il occupe (tant qu'il n'est pas éjecté de l'atome). La mécanique quantique postule donc, non la conservation de la forme (non connue) de l'électron, mais l'intégrale de la probabilité de présence. Dans le modèle de Schrödinger, les nuages correspondant aux différents électrons s'interpénètrent ; il n'est pas question de se donner une représentation individuelle des électrons chacun sur son orbite, comme cela était dans le cas du modèle de Bohr. Cela est d'autant plus vrai que les électrons sont des particules identiques indiscernables. Les effets d'échange amènent à considérer que chaque électron de l'atome est à la fois sur chaque orbitale occupée (correspondant à une configuration électronique donnée). L'ionisation de l'atome (l'arrachement d'un électron de l'atome) peut alors être représentée par le schéma simplifié ci-dessous. effets d'échange Pour éviter des complications inutiles, on considérera l'atome le plus simple afin de montrer quelques schémas dévoilant les points fondamentaux du modèle : :
- le nuage électronique associé à l'état fondamental, révélant (comme d'autres états) la possibilité pour l'électron d'être au sein du noyau, ce qui a des conséquences en physique nucléaire : capture électronique. :
- le nuage électronique associé à une combinaison linéaire de deux orbitales associées au premier niveau excité. Cet exemple montre la possibilité d'obtenir des nuages électroniques pointant vers l'extérieur de l'atome… nous sommes ainsi préparés aux liaisons moléculaires. Soit ρ(r,θ,φ) la densité de probabilité de présence au point de coordonnées sphériques (r,θ,φ). Pour l'état fondamental, la densité de probabilité, ρ, est maximale au centre de l'atome, tandis que la densité radiale de probabilité de présence (à la distance r du noyau, toutes les directions confondues) est : :

P(r) = 4\pi r^2 \cdot \rho(r,0,0)

, maximale pour r=r₁ de la première orbite du modèle de Bohr (dans l'expression ci-dessus, on a tenu compte de la symétrie sphérique de ρ, identique pour toutes les directions). on a en fait : :ρ(0,0,0) > ρ(r₁,0,0), mais P(0) < P(r₁). coordonnées sphériques En fonction de l'état quantique de l'électron (fondamental, excités...) ces nuages peuvent prendre différentes formes, qui sont décrites en particulier par les harmoniques sphériques. La forme la plus simple est la symétrie sphérique, montrée en particulier, ci-dessus, dans le cas de l'état fondamental, |1s>. harmoniques sphériques Des combinaisons linéaires de fonctions d'onde, utilisant des harmoniques sphériques distinctes, permettent l'apparition d'une anisotropie qui va devenir essentielle pour le passage de la notion d'atome à celle de molécule. Le schéma ci-contre montre une coupe de la densité de probabilité de présence de l'orbitale hybride |

2sp_

> de l'atome d'hydrogène, coupe contenant Oz axe de symétrie de l'orbitale atomique. Pour cet exemple, l'axe Oz devient une direction privilégiée, mais de plus la densité de probabilité de présence s'étale plus loin pour une orientation donnée. Ce modèle permet d'expliquer :
- la stabilité de l'atome, les charges sont accélérées, mais elles sont contraintes par la mécanique quantique (relations d'incertitude) ;
- la forme des molécules : orientation préférentielle des nuages électroniques ;
- l'organisation des cristaux : le nuage électronique se comporte comme une coquille dure ;
- les effets spectroscopiques (la quantification des échanges d'énergie) : la nuage ne peut prendre que des formes déterminées, notamment en ce qui concerne la distance r₁ du maximum de densité au noyau. On notera pour terminer que des corrections relativistes sont à apporter, dans le cas des atomes de numéro atomique élevé, pour la détermination des niveaux internes (les vitesses des électrons sur les orbites du modèle de Bohr sont alors importantes).

Le noyau atomique

Si la mécanique quantique permit d'expliquer rapidement les caractéristiques spectroscopiques des atomes et des molécules, le cœur de l'atome, son noyau, fut plus difficile à comprendre. Les difficultés sont ici de deux ordres, l'une correspondant à l'importance de l'énergie des particules sondes permettant d'atteindre les dimensions de l'ordre du fermi, l'autre à la nécessaire invention d'au moins une interaction supplémentaire permettant la stabilité d'un noyau constitué de protons (qui se repoussent électriquement) et de neutrons. Cette compréhension de la cohésion du noyau devait aussi expliquer les phénomènes de radioactivité alpha, bêta et gamma, dont les premières observations dataient de la dernière décennie du XIX siècle. La décennie qui précéda la seconde guerre mondiale mena à la découverte des deux interactions maîtresses de la stabilité du cœur : l'interaction forte et l'interaction faible. La petitesse de la portée de ces deux interactions, respectivement

10^

m et

10^

m explique les difficultés expérimentales rencontrées. Les difficultés théoriques ne manquent pas, non plus ; il ne s'agit pas de lois physiques aussi simples que celles de l'électromagnétisme, même compliquées par la mécanique quantique, mais de la compréhension de toutes les particules élémentaires... L'invention des quarks et des gluons donne ainsi la vision actuelle de l'interaction qui maintient ensemble les nucléons. Cette physique nucléaire mène aussi à l'explication de la nucléosynthèse, expliquant les aspects nucléaires tableau de Mendeleïev. On se retrouve là dans le foisonnement de la naissance de l'univers et de la dynamique des étoiles.

Notes

Cette notion avait déjà été énoncée dans l'Antiquité, par Anaxagore de Clazomène, et elle fut acceptée par un grand nombre de philosophes (épicuriens, stoïciens, etc.) ; ce principe se fondait sur les observations possibles pour l'époque et fut élaborée selon une démarche scientifique. Les scientifiques avaient observé que si l'on pesait la matière solide avant et après la combustion, on avait une variation de masse ; ceci provient d'un échange avec l'air (l'oxygène s'incorpore et alourdit, le gaz carbonique et la vapeur d'eau s'en vont et allègent). Il suffit pour s'en rendre compte de faire brûler dans une cloche fermée, et de peser la cloche en entier, produit solide et gaz compris : la masse totale ne change pas.

Voir aussi

- nucléosynthèse
- réaction chimique
- réaction nucléaire
- règle de l'octet

Bibliographie

'Physics of the atom' par M. Russell Wehr et James A. Richards, Jr., chez Addison-Wesley Pubishing Company. catégorie:atome catégorie:histoire de la chimie catégorie:histoire de la physique catégorie:physique nucléaire catégorie:science des matériaux ja:原子 ko:원자 ms:Atom simple:Atom th:อะตอม

Ionisation

catégorie:Physique L'ionisation se rapporte aux atomes. C'est l'action qui consiste à enlever un ou plusieurs électrons à la structure atomique. L'atome en perdant une partie de ses charges négatives n'est plus neutre électriquement. Il est alors appelé ion.

Énergie de première ionisation

C'est l'énergie nécessaire pour extraire le premier électron (c’est-à-dire l'électron le moins lié) de la structure atomique. Formule générique décrivant l'ionisation à un électron :

X  -> X^+ + e^-

L'ionisation peut etre réalisée par des rayonnements de longueur d'onde suffisante pour éjecter cet électron périphérique. Les applications sont nombreuses :
- décontamination alimentaire
- modifications des plastiques
- stérililsation des matériels medicaux

Ionisation thermique

Si on apporte suffisamment d'énergie thermique à un gaz, son énergie moyenne peut devenir égale ou supérieure à son énergie d'ionisation. Les constituants de ce gaz peuvent donc s'ioniser. L'énergie moyenne d'un gaz parfait est égale à

\frackT

, ou plus précisément à

\frackT

par degré de liberté.

k

correspond à la constante de Boltzmann.

T

correspond à la température.

Plasma sanguin

Le plasma est le liquide jaunatre surnageant que l'on observe après une centrifugation du sang totale. Il sert à transporter les cellules sanguines à travers le corps et les hormones

Constitution

- Eau (90 pour cent)
- Lipides
- Hormones
- Substances protéiques.
- Electrolytes

Protéines

La protéine plasmatique quantitativement la plus importante est l’albumine

Albumine

Rôle physique

Elle permet d’éviter que le sang ne perde trop d’eau lorsqu’il circule à travers les vaisseaux étroits perméables à l’eau grace à la pression oncotique.

Rôle biologique

L’albumine transporte divers composants du sang et des substances nutritives.

Immunoglobulines

Les immunoglobulines présentes dans le plasma sont produites par les lymphocytes et sont des anticorps qui, associés aux leucocytes jouent un rôle important dans la défense contre les agents pathogènes.

Sources

Catégorie:Hématologie

Proton

Le proton est une particule subatomique portant une charge électrique de 1,602.10^-19 coulombs. Il fut découvert en 1919 par Ernest Rutherford. Le noyau de l'isotope le plus répandu de l'atome d'hydrogène est un proton. Les noyaux des autres atomes sont composés de neutrons et de protons maintenus ensemble par la force forte. Le nombre de protons dans le noyau détermine les propriétés chimiques de l'atome. Un proton a une masse de 1,672 623 1.10^-27 kg, ce qui est environ 1 836,15 fois plus lourd qu'un électron. Son rayon serait de l'ordre de 0,8 femtomètre, pour des mesures plus précises les résultats divergent selon les méthodes employées. Les protons sont classifiés comme des baryons et sont composés de deux quarks up et d'un quark down, qui sont maintenus ensemble par la force forte, transportée par les gluons. Sa charge électrique est de : 2/3 + 2/3 - 1/3 = 3/3 soit +1. La force électromagnétique étant de nombreux ordres de grandeur plus forte que la gravitation, la charge d'un proton doit être égale à la charge d'un électron, sinon la répulsion nette provenant de l'excès de charge électrique positive ou négative aurait un effet notable sur l'expansion de l'univers et ainsi sur la matière agrégée gravitationnellement (planètes, étoiles, etc.). Il est acquis que le positron a la même charge que l'électron mais de signe opposé ; la même chose s'applique pour l'antiproton et le proton. En chimie et en biochimie, le terme proton peut référer à l'ion hydrogène en solution aqueuse (en d'autres mots, l'ion hydronium). Dans ce contexte, un donneur de proton est un acide et un accepteur de proton est une base (voir les réactions acido-basiques).

Voir également

Articles connexes

- atome
- physique nucléaire

Lien externe

- [http://www.cnrs.fr/Cnrspresse/n22a3.html Analyse de la mesure du rayon d'un proton sur le site du CNRS] Catégorie:Cation Catégorie:Chimie Catégorie:Hadron ja:陽子 ko:양성자 ms:Proton th:โปรตอน

Quark

- une particule de la physique,
- un personnage récurrent de la série télévisée Star Trek : Deep Space Nine.

Étoile

ko:항성 ms:Bintang ja:恒星 simple:Star th:ดาวฤกษ์
- En astronomie, une étoile est un astre semblable au Soleil qui puise son énergie grace à des réactions nucléaires qui se produisent en son centre. À l'exception du Soleil, les étoiles apparaissent à l'œil nu sous la forme d'un point brillant — généralement scintillant du fait de la turbulence atmosphérique —, sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes du ciel. Ceci vient du fait que toutes les autres étoiles sont considérablement plus éloignées de la Terre que ne l'est le Soleil. L'étoile la plus proche après le Soleil, Proxima du Centaure, est située à environ quatre années lumières du Système Solaire, soit près de 250 000 fois plus loin que le Soleil. Système Solaire Une étoile typique ressemble au Soleil. Sa masse est de l'ordre de quelques 10 kilogrammes, et son rayon de l'ordre de quelques millions de kilomètres. La puissance rayonnée par une étoile comme le Soleil est de l'ordre de 10 watts. Les étoiles se forment suite à la contraction et l'échauffement d'un nuage de gaz sous l'effet de la gravité. Si l'échauffement est suffisant, il peut démarrer des réactions nucléaires au cœur du nuage. L'énergie dégagée par ces réactions est alors suffisante pour arrêter sa contraction du fait de la pression de radiation ainsi générée. Le nombre d'étoiles dans l'univers est estimé entre 10 et 10, ce qui représente approximativement le nombre de molécules contenues dans quelques centimètres cube d'air. Le Soleil mis à part, les étoiles sont trop peu brillantes pour être observable en plein jour (sauf Sirius dans d'excellentes conditions d'observation et quelques supernovae historiques). Le nombre d'étoiles observables la nuit à l'œil nu et par temps clair varie entre une centaine et plusieurs milliers selon les conditions d'observation.

Les constellations

En observant le ciel nocturne, l'homme a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent généralement d'une époque à une autre et d'une civilisation à une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelées constellations. Les étoiles d'une constellation n'ont a priori rien de commun, si ce n'est d'occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elle peuvent être très éloignées les unes des autres. Toutefois, l'Union astronomique internationale a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation des objets célestes.

Caractéristiques principales d'une étoile

Masse

Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 120 fois la masse du Soleil. Cette grandeur détermine la vie de l'étoile aussi bien en durée que dans ses phases évoluées et finales. Une étoile très massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera très réduite. En deçà de la masse minimale, l'échauffement générée par la contraction est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires (voir Naines brunes) ; au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la matière de l'étoile une fois les réactions nucléaires entamées.

Diamètre

Comparativement à notre planète (environ 12 000 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d'environ un million et demi de kilomètres et certaines étoiles (comme Antarès ou Bételgeuse) ont un diamètre 700, voire 800 fois supérieur à ce dernier ! Le diamètre d'une étoile n'est pas constant dans le temps : il varie en fonction de son stade d'évolution. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques (RR Lyrae, Céphéides, Miras, etc.).

Magnitude

Température et couleur

La plupart des étoiles paraissent blanches à l'œil nu. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter une plage de couleurs : bleu, blanc, rouge et même doré. Ce qui fait que les étoiles montrent différentes couleurs resta longtemps un mystère jusqu'il y a deux siècles, quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension de la nature de la lumière et des propriétés de la matière aux très hautes températures. La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c'est-à-dire du plus chaud vers le plus froid. Ils sont classés par les lettres O B A F G K M (moyen mnémotechnique pour retenir la séquence : ce sont les initiales de la phrase anglaise Oh, be a fine girl, kiss me). Le Soleil, par exemple, est de type spectral G. Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminosité. En fait, pour un type spectral donné, plus l'étoile est grande, plus sa luminosité est forte. Les étoiles O et B sont bleues à l'œil , Rigel par exemple, les étoiles A sont blanches (Sirius, Véga), les étoiles F et G sont jaunes, c’est l’exemple du Soleil (qu’il ne faut pas regarder à travers un instrument optique grossissant, tel que jumelles, téléobjectif, lunette astronomique ou télescope), les étoiles K sont orange (Arcturus), et enfin les étoiles M sont rouges comme par exemple Bételgeuse. On peut définir un indice de couleur, correspondant à la différence de flux photométrique dans deux bandes spectrales dites bandes photométriques (les filtres). Par exemple, le bleu (B) et le visible (V) formeront ensemble l'indice de couleur B-V dont la variation est reliée à la température de surface de l'étoile et donc à son type spectral. Les indices de température les plus utilisés sont le B-V, le R-I et le V-I car ce sont les plus sensibles à la variation de la température.

Vitesse de rotation

Toutes les étoiles tournent sur elles-mêmes plus ou moins vite. Cela dépend de leur âge (freinage au cours du temps) mais aussi de l'état initial du nuage protostellaire ; enfin, cela dépend de leur masse et de leur statut d'étoile simple, binaire ou multiple. On n'accède pas directement à la vitesse de rotation mais à sa projection sur la ligne de visée : le fameux v.sini. Une étoile n'étant pas solide, elle est animée d'une rotation différentielle : la vitesse de rotation dépend de la latitude.

Spectre

Le spectre d'une source lumineuse et donc d'une étoile est obtenu par des spectrographes qui décomposent la lumière en ses différentes composantes et les enregistrent par le biais de détecteurs (historiquement, des plaques photographiques et aujourd'hui des détecteurs de type CCD). Cette décomposition de la lumière révèle la distribution de l'énergie lumineuse venant de l'étoile en fonction de la longueur d'onde. Elle permet de mettre en évidence des raies spectrales en émission et/ou en absorption révélant les conditions de température, de pression et d'abondances chimiques des couches externes de l'étoile.

Champ magnétique

Comme le Soleil, la plupart des étoiles sont dotées de champs magnétiques très intenses dont dépend l'activité de l'étoile, c'est-à-dire la quantité de rayonnement et de particules émis par l'astre, appelé vent stellaire (pour le Soleil, on parle de vent solaire). Pour le Soleil, l'activité peut se mesurer par le nombre et la dimension de taches présentes sur sa surface, qui trahissent les variations locales d'intensité du champ magnétique.

Structure d'une étoile

Une étoile est structurée en différentes zones, décrites ci-après à partir du centre.

Le cœur

C'est la partie de l'étoile dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires qui fournissent l'énergie nécessaire à la stabilité de l'étoile. Le cœur est la zone la plus chaude qui dans le cas du Soleil atteint la température de 15,7 millions de kelvins.

La zone radiative

L'énergie libérée par les réactions de fusions nucléaires au cœur de l'étoile se transmet aux couches externes par rayonnement. Dans les étoiles peu massives et évoluant sur la séquence principale, cette zone radiative est surmontée d'une zone convective. Dans le Soleil, la zone radiative met près d'un million d'années à sortir le rayonnement produit dans les parties centrales.

La zone convective

Au contraire de la zone précédente, la chaleur se transmet par des mouvements macroscopiques de matière : chauffée à la base de la couche convective, la matière s'élève sous l'effet de la poussée d'Archimède, réchauffe la matière alentour (vers la surface), se refroidit et plonge vers la base de la zone convective pour un nouveau cycle. C'est le principe de la convection. Cette zone convective est plus ou moins grande : pour une étoile sur la séquence principale, elle dépend de la masse et de la composition chimique ; pour une géante, elle est très développée et occupe un pourcentage important du volume de l'étoile ; pour une supergéante, cette zone peut atteindre les trois quarts du volume de l'étoile, comme c'est le cas pour Bételgeuse.

La photosphère

C'est la partie externe de l'étoile qui produit la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue, de quelques centaines de kilomètres pour les étoiles naines (inférieur à 1 pourcent du rayon) à quelques dizaines de pourcents du rayon de l'étoile pour les plus géantes. La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l'étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d'environ 400 kilomètres.

La couronne

C'est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du Soleil. On peut l'observer lors des éclipses de Soleil. C'est grâce à l'étude de la couronne au que l'astronome Jules Janssen a découvert l'existence du gaz rare dont le nom fait référence au Soleil (Helios) : l'hélium. Le fait que la température de la couronne atteigne plusieurs millions de degrés est un problème théorique difficile et non encore complètement résolu. Il est probable que la plupart des étoiles possèdent des couronnes.

Évolution

→ Voir article de fond : évolution des étoiles. L'histoire d'une étoile est entièrement déterminée par sa masse M et sa composition chimique Z (théorème de Vogt et Russell). M détermine sa durée d'existence, et conditionne sa fin. L'évolution d'une étoile passe par plusieurs phases, la première est la phase naine ou séquence principale, la seconde est la phase géante puis supergéante pour terminer par la phase finale telle une supernovae ou une nébuleuse planétaire.

Formation

Une étoile naît de la contraction d'un nuage riche en hydrogène. Sous l'influence d'une onde de densité (bras de galaxie), d'une onde de choc (supernova ou nova proche), ou d'une fluctuation de densité au sein de celui-ci, une région commence à se contracter. Par un effet boule de neige, cette région, de plus en plus dense attire à elle de plus en plus de gaz. La contraction du gaz entraîne son échauffement : la proto-étoile rayonne (dans l'infrarouge). Ce rayonnement ralentit (par la pression de radiation), mais n'interrompt pas l'inexorable travail de la gravitation. Voir article de fond : formation stellaire.

La séquence principale

Sous l'effet de la contraction, le cœur de l'étoile (sa partie centrale) atteint des valeurs de pression et de température extrêmes, qui vont jusqu'à l'allumage des réactions thermonucléaire (voir plus haut). L'étoile entre alors dans ce qu'on appelle la séquence principale, période pendant laquelle son cœur, initialement et essentiellement constitué d'hydrogène et d'hélium, va progressivement se transformer en hélium. Des noyaux d'hydrogène (des protons) fusionnent par groupe de 4 pour donner un noyau d'hélium (composé de 2 protons et 2 neutrons), il se produit alors un dégagement d'énergie selon les réactions suivantes (chaîne proton-proton) : :2(¹H + ¹H → ²D + e^- + ν_e) (4,0 MeV + 1,0 MeV) :2(¹H + ²D → ³He + γ) (5,5 MeV) :³He + ³He → ⁴He + ¹H + ¹H (12,86 MeV) La fusion a lieu dans le cœur de l'étoile, la zone centrale, du fait de la pression et de la température élevées qui y règnent. Dans ces conditions, les protons ont une grande vitesse qui leur permet de vaincre leur répulsion électrique (2 protons ont tous deux une charge positive donc se repoussent) et de fusionner à l'aide de l'effet tunnel. D'autres réactions thermonucléaires existent dans le centre des étoiles et contribuent plus ou moins à la production d'énergie. Une partie de l'énergie dégagée sous forme de photons commence alors un long voyage vers l'extérieur, car un plasma est opaque, la lumière y voyage très difficilement. On estime qu'un photon met plusieurs millions d'années avant d'atteindre la surface de l'étoile par transfert de rayonnement puis par convection vers la surface.

La fin d'une étoile

Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement son hydrogène. Une grosse étoile sera donc très brillante, mais aura une courte durée de vie. Lorsque le combustible nucléaire se fait trop rare dans le cœur de l'étoile, les réactions de fusion s'arrêtent. La pression créée par ces réactions ne compensant plus les forces de gravitation, l'étoile s'effondre sur elle-même. Plus une étoile est grosse, plus la fin de son existence sera cataclysmique, pouvant aller jusqu'à prendre la forme d'une gigantesque explosion (supernova) suivi de la formation d'une étoile à neutrons voire dans les cas extrêmes (dépend de la masse de l'étoile) d'un trou noir.

Les types d'étoiles

On peut classer les étoiles en différentes catégories : naines brunes, naines rouges, naines jaunes, géantes rouges, géantes bleues, supergéantes rouges, naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l'une ou l'autre de ces catégories, il faut garder en tête qu'il ne s'agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et peut passer d'une catégorie à une autre.

Naines brunes : des étoiles ratées

Les naines brunes ne sont pas des étoiles. Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. En effet, il faut 0,08 masses solaires (0,08 fois la masse du Soleil) pour qu'une proto-étoile amorce des réactions thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives. Elles n'ont qu'un début de formation un peu lumineux, brillant par contraction gravitationnelle.

Naines rouges

Les naines rouges sont... de petites étoiles rouges ! Il s'agit en fait des plus petites étoiles dignes de ce nom. Les astres plus petits comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant nucléaire. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masses solaires. Une température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. Ces étoiles brûlent lentement leur carburant et vivent très longtemps. Elles sont les plus abondantes : au moins 80 % des étoiles de notre Galaxie sont des naines rouges. La plus proche voisine du Soleil, Proxima du Centaure, en est une.

Naines jaunes

Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne. (Les astronomes ne classent les étoiles qu'en naines ou en géantes.) Elles ont une température de surface d'environ 6000°C et brillent d'un jaune vif, presque blanc. À la fin de sa vie, une naine jaune devient une géante rouge puis une naine blanche. Le Soleil est une naine jaune typique.

Géante rouge

La phase géante rouge annonce la fin. Une étoile atteint ce stade lorsque son cœur a épuisé son principal carburant, l'hydrogène. Des réactions de fusion de l'hélium se déclenchent alors. Tandis que le centre de l'étoile se contracte, ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l'hélium s'épuise à son tour et l'étoile meurt. L'astre se débarrasse de ses couches externes et son centre se contracte pour devenir une naine blanche.

Géantes bleues et supergéantes rouges

Sur le diagramme HR, le coin supérieur gauche est occupé par des étoiles très chaudes et brillantes: des géantes bleues. Ces étoiles sont au moins dix fois plus grosses que le Soleil. Très massives, elles consomment rapidement leur hydrogène. Lorsqu'elle ne contient plus d'hydrogène dans son cœur, une géante bleue y fusionne de l'hélium. Ses couches externes enflent et sa température de surface baisse de plus en plus. Elle devient alors une supergéante rouge. L'étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane... À ce stade, les réactions de fusion s'arrêtent et l'étoile devient instable. Elle explose en une supernova et meurt. L'explosion laisse derrière elle un étrange cœur de matière qui demeurera intact. Ce cadavre est, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.

Naines blanches

Les naines blanches sont les cœurs d'étoiles mortes qui ont expulsé leurs couches externes. Leur taille est environ celle de la Terre. Elles sont blanches car leur température de surface après leur naissance est extrêmement élevée. Au cours du temps elles se refroidissent par perte de rayonnement pour finir comme astres froid et invisibles. Ces étoiles sont mortes : il n'y a plus de réactions nucléaires en leur cœur. Les progéniteurs des naines blanches sont des étoiles dites de masses intermédiaires, c'est à dire entre ~1 et ~8 masses solaire. Les naines blanches sont constituées de matière dégénérée. La matière est dans un état dégénéré et sa densité est telle que ses composants, électrons ou neutrons, sont tellement proches que le facteur principal de la pression provient du principe d'exclusion de Pauli; c'est la pression de dégénérescence. La densité d'une naine blanche est donc énorme. Une cuillère à thé de matière d'une telle étoile aurait, sur Terre, la masse d'un éléphant. Cette densité extrême impose aux électrons de se repousser énergiquement. Il se crée ainsi une force de pression qui s'oppose à celle de la gravitation. La naine blanche est donc en équilibre malgré l'absence de fusion nucléaire en son cœur. La pression des électrons peut supporter une masse de 1,4 fois celle du Soleil : c'est la limite de Chandrasekhar. Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matière d'une autre étoile, par exemple), elle explose en supernova et est complètement détruite. Procyon B et Sirius B sont des naines blanches.

Naines noires

Comme un élément de cuisinière qu'on éteint, les naines blanches se refroidissent lentement. Elles perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d'une dizaine de milliards d'années. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire. L'Univers, vieux de 13,7 milliards d'années, est encore trop jeune pour avoir produit des naines noires. Après sa mort, le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort l'attend dans environ 15 milliards d'années.

Étoiles à neutrons et trous noirs

Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d'une étoile comme le Soleil dans un rayon d'environ 10 km. Ce sont les vestiges d'étoiles très massives de plus de dix masses solaires. Lorsqu'une étoile massive arrive en fin d'existence, elle s'effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. cette explosion disperse d'énormes quantités de matière dans l'espace mais épargne le cœur de l'étoile. Ce cœur se contracte et se transforme en grande partie en une étoile à neutrons . Ces objets possèdent des champs magnétiques très intenses (pour les plus intenses, on parle de magnétar). Le long de l'axe magnétique se propage des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron. Le moment cinétique de l'étoile étant conservé lors de l'effondrement du cœur, l'étoile à neutron possède une vitesse de rotation extrêmement élevée, pouvant atteindre le millier de tours par seconde. Si par chance un observateur sur Terre regarde dans la direction d'une étoile à neutron et que la ligne de visée est perpendiculaire à l'axe de rotation de l'étoile, celui-çi verra alors le rayonnement synchrotron des particules chargées se déplaçant sur les lignes de champ magnétique. Ce phénomène de phare tournant s'appelle le phénomène de pulsar. On trouve des pulsars dans des restes de supernovae, le plus célèbre étant le pulsar de la nébuleuse du Crabe, né de l'explosion d'une étoile massive en 1054, supernova observé par les astronomes chinois. Sa découverte fut faite par les radioastronomes. Parfois, le cœur de l'étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. Il se contracte inexorablement jusqu'à former un trou noir.

Les systèmes stellaires

Les étoiles se forment rarement seules. Lorsqu'un nuage de gaz (proto-stellaire) donne naissance à un amas d'étoiles, l'ensemble des étoiles de cet amas ne semble pas se distribuer au hasard, mais semble suivre un loi de distribution dite fonction de masse initiale (IMF), dont on sait peu de chose actuellement ; elle rend compte de la proportion d'étoiles en fonction de leur masse. On ne sait pas si cette fonction IMF dépend de la composition chimique du nuage proto-stellaire. La fonction la plus adoptée actuellement a été proposée par Edwin Salpeter et semble donner des résultats satisfaisants pour l'étude des amas de la Galaxie.

Les systèmes binaires

Les systèmes binaires sont constitués de deux étoiles liées gravitationnellement et orbitant l'une autour de l'autre. L'élément le plus brillant est dit primaire et le moins brillant, secondaire. Les systèmes binaires peuvent être détectés par imagerie, lorsque le télescope parvient à résoudre la paire ; dans ce cas la binaire est dite visuelle. Dans d'autres cas, les deux compagnons ne peuvent être résolus, mais le décalage Doppler-Fizeau des raies spectrales permet de détecter le mouvement orbital de l'une ou des deux étoiles. Dans ce cas la binaire est dite spectroscopique. Si un seul spectre est visible et varie on parle de binaire SB1, si le spectre des deux étoiles est bien visible on parle de binaire SB2. Il est également possible de détecter le mouvement apparent dans le ciel de l'étoile binaire, qui correspond au mouvement orbital de l'étoile primaire si le secondaire est très peu lumineux ; dans ce cas la binaire est dite astrométrique. On parle enfin de binaire interférométrique lorsque le secondaire est détecté par interférométrie. L'astronomie amateur parle de binaire apparente lorsque deux étoiles éloignées dans l'espace et non liées gravitationnellement se trouvent proches dans le ciel par effet de perspective.

Les amas

Les amas stellaires sont des regroupements locaux d'étoiles, liées gravitationnellement et généralement formées en même temps. De ce fait, ils constituent une population de référence pour étudier la durée de vie d'une étoile en fonction de sa taille (voir diagramme de Hertzsprung-Russell). On peut s'en servir pour déterminer l'âge des plus vieilles étoiles de notre Galaxie. On distingue les amas ouverts (AO) constitués de quelques dizaines à centaines d'étoiles et de forme quelconque et les amas globulaires (AG) constitués de plusieurs milliers voire plusieurs millions d'étoiles. Les AO sont jeunes, de quelques dizaines à quelques centaines de millions d'années. Les AG sont de forme sphérique d'où leur nom. Leurs étoiles sont pauvres en métaux et ils comptent parmi les objets les plus vieux de la Galaxie. Ils se répartissent dans le sphéroïde de la Galaxie qu'on appelle le halo. Leur âge est compris entre 11 et 13,5 milliards d'années.

Les associations

Les associations stellaires sont semblables aux amas, à ceci près qu'elles ne constituent pas un système lié gravitationnellement. Aussi les associations se dispersent-elles au bout d'un certain temps.

Les galaxies

Une galaxie est un vaste ensemble d'étoiles. Elles diffèrent des amas par leur taille (plusieurs centaines de milliards d'étoiles contre quelques milliers à quelques millions pour les amas stellaires), leur organisation et leur histoire.

Les systèmes planétaires

Les étoiles peuvent être accompagnées de corps gravitant autour d'elles. Ainsi, le Système solaire est composé d'une étoile centrale, le Soleil, accompagné de planètes, comètes, astéroïdes. Récemment, des planètes ont été découvertes autour d'autres étoiles que le Soleil, faisant perdre au système solaire son caractère jusqu'ici unique.

Voir aussi

Liens internes

- Liste des étoiles les plus brillantes

Foudre

La foudre est un phénomène naturel de décharge électrostatique disruptive.

La charge

Les nuages d'orage (cumulonimbus) créent les conditions météorologiques favorables à l'accumulation de charges électriques et par conséquent à la création d'un condensateur géant :
- une différence de température importante entre le bas et le haut du nuage, induisant de violents déplacements d'air,
- la présence de particules diverses comme de la glace et des poussières qui par effet triboélectrique vont faciliter l'arrachement d'électrons,
- l'air étant ionisé, il se crée dans le nuage deux zones électriquement chargées. Il s'en suit un champ électrostatique très important. L'électrisation du nuage d'orage est basée sur deux théories : la gravitation et la convection.

La gravitation

Les gouttes de pluie, les grêlons et les particules de grésil (de petits grains de glace) tombent par gravité vers le bas du nuage, au-dessous des gouttes d'eau et des cristaux de glace de taille inférieure qui restent en suspension. Lorsque les grosses particules entrent en collision avec les cristaux de glace à une température inférieure à une limite critique (autour de 15 °C), les grains de grésil se chargent négativement, et positivement si cette température est supérieure à ladite limite. Comme les grains tombent plus rapidement que les cristaux, ils transportent depuis les zones supérieures du nuage, où les températures sont inférieures à 15 °C, des charges négatives vers le bas. Le seuil des 15°C dépassé, celles-ci deviennent positives. On obtient alors la structure tripolaire du nuage avec une couche médiane chargée négativement entourée de deux couches positives. Cependant les chocs entre particules ne sont pas seuls à l'origine de l'électrisation du nuage.

La convection

La théorie de la convection veut que les ions libres dans l'atmosphère soient captés par les gouttelettes dans le nuage et sont ensuite transportés par les courants convectifs dans le nuage, produisant ainsi les régions chargées.
En effet, d'une part les rayons cosmiques frappent les molécules d'air situées au-dessus du nuage et les ionisent: ces ions négatifs se fixent aux cristaux et aux goutelettes du nuage et forment une couche appelée « couche écran » en haut du nuage. D'autre part, le champ électrique intense au voisinage des objets pointus à la surface de la Terre produit une «décharge Corona» d'ions positifs: quand le potentiel de l'objet pointu est suffisant, un champ électrique intense produit l'excitation des électrons avoisinant. Ceux-ci entrent alors en collision avec des atomes neutres, qui libèrent alors de nouveaux électrons qui vont à leur tour créer d'autres électrons et ainsi de suite, provoquant une réaction en chaîne. C'est l' « avalanche électronique » ou ionisation par choc. Les ions positifs créés sont ensuite entraînés par l'air chaud s'élevant par convection et participent ainsi à l'électrisation du nuage.
- Le nuage s'électrise donc probablement grâce à une combinaison de la gravitation et de la convection
- La couche inférieure positive du nuage étant assez fine, c'est la couche négative qui aura une influence sur la Terre. En effet, lors d'un orage celle-ci se charge positivement par influence.

La décharge

orage Lorsque ce champ électrostatique dépasse les limites diélectriques de l'air (variables selon les conditions d'humidité et de pression), il s'ensuit la décharge de foudre visant à un ré-équilibre électrostatique :
- le traceur ou précurseur, transportant une faible charge électrique, avance vers une zone de charge opposée à une vitesse de l'ordre de 200 km/s, créant ainsi un canal ionisé. Dans le cas d'une décharge négative, ce précurseur progresse par bonds de longueurs proportionnelles à l'amplitude de la décharge. C'est ce phénomène qui permet l'efficacité des paratonnerres.
- Les arcs en retour se déclenchent alors successivement ; ils utilisent le canal du précurseur pour libérer les charges électriques accumulées à une vitesse pouvant alors dépasser 100 000 km/s. paratonnerre]]

Couleur

- Le long du canal ionisé les gaz sont surchauffés et ionisés (la température peut y atteindre 30 000°C) et forment ainsi un plasma conducteur, ce qui explique l'émission de lumière que l'on observe. Ensuite, la couleur de l'éclair dépend de plusieurs facteurs : la densité de courant, la distance à l'éclair, et les différentes particules présentes dans l'atmosphère. Cependant en général, la couleur de l'éclair est blanche dans un air sec, jaune en présence d'une grande quantité de poussière, rouge en cas de pluie et bleue en présence de grêle.

Fréquence

- Les connaissances sur la foudre sont de l'ordre statistique car il y a de nombreuses différences de caractéristiques (amplitude, durée, nombre d'arcs en retour) suivant le coup de foudre (intra nuage, nuage-sol, positif, négatif).
- 50% des coups de foudre ont une intensité inférieure à 50 000 A et 99% inférieure à 200 000 A. Trois coups de tonnerre sur quatre se font entre nuages, mais on estime à 32 000 000 le nombre d'éclairs frappant le sol chaque année dans le monde.
- La fréquence des coups de foudre est définie à partir du niveau kéraunique qui correspond au nombre de fois où la foudre a été entendue dans l'année. monde

Tonnerre

La foudre s'accompagne d'une onde acoustique, le tonnerre. Cette onde est engendrée par la brutale dilatation de l'air surchauffé par l'arc électrique. Elle peut consister en un bruit sec ou un roulement sourd.

Distance

Les vitesses respectives de la lumière et du son permettent une bonne approximation de la distance en kilomètres de l'orage en divisant par trois le nombre de secondes qui séparent la vision de l'éclair lumineux et le bruit du tonnerre. Notons que l'ont perçoit toujours le tonnerre après avoir vu l'éclair, la propagation de la lumière étant plus rapide que celle des sons, au point que le temps qu'elle met à nous parvenir devient négligeable devant celui du tonnerre.

Danger

Les dangers de la foudre sont définis par :
- Les effets directs (thermoélectriques) : la circulation d'un très fort courant électrique échauffe la matière et cause des dommages mécaniques souvent très importants, voire spectaculaires.
- Les effets indirects (électromagnétiques) : le courant de foudre induit d'une part une tension de mode commun (U = R I+ LdI/dt) et un champ électromagnétique d'une exceptionnelle intensité.
- Il s'ensuit la génération d'impulsions électriques parasites très puissantes, qui sont majoritairement en cause dans les dégâts (statistique). Ces parasites suffisent en effet à dégrader des matériels électroniques sensibles (téléviseurs, etc.) même si l'éclair est éloigné. Si l'éclair est plus proche, le parasite peut aussi détruire des matériels plus résistants (lampes, moteurs, fours...).

Protection

La foudre est comme issue d'un générateur parfait de courant. Une des méthodes de protection est donc de faciliter la circulation des charges électriques. Le paratonnerre va faciliter le chemin du canal foudre par effet de pointe, à condition toutefois que l'éclair passe à proximité de cette pointe. Il est ensuite très important d'assurer une continuité électrique de grande capacité jusqu'à la terre. Il ne garantit pas l'interception d'un arc électrique. (Un choc de foudre peut tomber juste à proximité.) De ce fait les constructions industrielles sensibles sont équipées de nombreuses pointes et filins conducteurs. De plus, il est bon de réaliser l'interconnexion de toutes les parties conductrices présentes aux abords (par exemple les conduites d'eau) avec ce circuit de descente de foudre. La protection des installations électriques est réalisée par l'utilisation de composants parasurtenseurs (éclateur à gaz, thermistance, diode transil) qui ont pour but de court-circuiter les impulsions parasites cheminant sur les liaisons électriques. Le bon câblage de ces composants est essentiel à leur efficacité. La longueur et la position des câbles jouent en effet un rôle primordial.

Énergie

Un vieux rêve (dit-on, est-il toujours d'actualité ?) serait de récupérer l'énergie de la foudre pour s'alimenter en électricité. Disons-le tout de suite : cela ne serait pas très rentable. Ne confondons pas puissance et énergie. L'éclair a la particularité d'être très bref et soudain : toute son énergie se décharge d'un coup. C'est cette rapidité qui fait toute sa violence et sa force ! Car sinon l'énergie qu'il contient n'est pas si importante que ce qu'on pourrait imaginer. Pour prendre une image : en lançant très violemment l'eau d'un seau sur une vitre fine : on la brise. Cela ne signifie pas qu'il y avait beaucoup d'eau mais qu'elle allait vite. Bien sûr, c'est déjà bien assez d'énergie pour faire des dégâts ennuyeux. Mais, rapporté à notre consommation électrique cela devient ridicule ! Toute l'énergie des orages en France, regroupée sur l'année, suffirait à peine à alimenter un four une fois par an pour chaque habitant. L'ordre de grandeur chiffré est de quelques centaines de kilowatt-heure par choc de foudre (environ 280 kW.h, en incluant l'énergie de l'onde rayonnée magnétiquement). Il y a entre 1 et 2 millions de chocs par an en France. Si nous devons partager cette énergie entre nos 70 millions d'habitants : chacun obtiendrait de l'ordre de 6 kW.h par an (trois heures d'un four).

Voir aussi

- Foudre en boule
- Feu de Saint-Elme
- Zeus

Liens externes

- [http://www.macro-photo.org/photo-gallery/lightning-thunderstorm-albuquerque-photo-images-of-nature.htm Les photos des éclairs]
- [http://www.chasseurs-orages.com Les chasseurs d'orages] Catégorie:Météorologie Catégorie:Électricité ko:번개

Ionosphère

L'ionosphère est une région de l'atmosphère située entre la mésosphère et la magnétosphère, c'est-à-dire entre 60 et 800 km d'altitude. Elle est constituée de gaz fortement ionisé à très faible pression (entre 2.10^-2 mb et 1.10^-8 mb) et à haute température (-20 à +1000°C).

Historique

- 1901 : Marconi établit une liaison transatlantique par radio.
- 1902 : Les ondes électromagnétiques ne se propagent qu'en ligne droite, du moins dans un milieu homogène. Pour expliquer comment les signaux radiotélégraphiques émis par Marconi ont pu contourner la rotondité de la Terre, Heaviside en Angleterre et Kennelly en Amérique imaginent l'existence à très haute altitude de couches réfléchissantes pour les ondes radio : les couches de Kennelly-Heaviside
- 1925 : Le physicien anglais Appleton met en évidence par l'expérience la présence des couches imaginées par Heaviside et Kennelly. Ces couches prennent le nom de couche d'Appleton
- 1925 : peu après Appleton, les physiciens américains Gregory Breit et Merle Antony Tuve mesurent la hauteur des couches de l'ionosphère à l'aide d'un émetteur d'impulsions radioélectriques.
- 1929 : Le mot ionosphere, proposé par Robert Watson-Watt, remplace celui de couche d'Applet