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Soleil

Soleil

Cet article traite du Soleil en tant qu'astre. Pour les autres sens, voir soleil (homonymie) ---- Le Soleil est l'étoile du système solaire auquel appartient la Terre. Le demi-grand axe de l'orbite de la Terre autour du Soleil, 149 597 870 km, fut la définition originale de l'unité astronomique (u.a.). Le Soleil fait partie d'un ensemble constitué de matière interstellaire et d'environ 200 milliards d'étoiles : notre Galaxie. Il se situe à 15 pc du plan équatorial du disque, et est distant de 8 600 pc (environ 25 000 années lumière) du centre galactique.

Caractéristiques physiques

Le Soleil est une étoile naine évoluant sur la séquence principale, de type spectral G2, ce qui signifie qu'elle est légèrement plus chaude et plus brillante que la moyenne mais bien moins lumineuse qu'une géante rouge. Une étoile de type G2 reste sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell pendant environ dix milliards d'années. L'âge du Soleil et du système solaire est estimé à environ cinq milliards d'années. La brillance du Soleil augmente d'environ 7% par milliard d'années écoulé. Au centre du Soleil, des réactions de fusion nucléaire transforment l'hydrogène en hélium. L'énergie produite par ces réactions parvient jusqu'à la surface du Soleil qui émet des rayonnements électromagnétiques et un flux de particules : on nomme l'ensemble vent solaire. L'énergie dégagée par le Soleil est de 382,6 YW ou 382,6×10²⁴ W. Chaque seconde, 0,7×10¹² kg d'hydrogène sont transformés en 0,695×10¹² kg d'hélium, la perte de masse de 5×10⁹ kg étant convertie en énergie, principalement sous la forme de rayonnements et de particules. Un modèle du Soleil [2] permet d'estimer la température de son noyau à 15,43 millions de kelvins et la densité à 145 700 kg/m³. Cette partie active du noyau n’occupe toutefois qu’un centième de son volume total. Dans certains modèles, le « feu nucléaire » s'éteint à 175 000 km du centre (quart du rayon) ; la température a déjà chuté de moitié et la densité n'est plus que de 20 000 kg/m³ (comparable à celle de l'or). À une distance du centre égale au 3/4 du rayon, la densité n'est plus que de 200 kg/m³ et nous nous trouvons en lisière de la zone de convection. Sur ces 380 000 km, la température a chuté de 7 MK à environ 2 MK. Pour finir, la température atteint 5780 K à la surface, où la densité n'est plus que de 10^-4 kg/m³, près de dix mille fois inférieure à la densité de l'air (de la Terre) aux conditions normales de pression et de température. La mesure du nombre de neutrinos reçus sur la Terre (ceux-ci sont produits dans le Soleil de façon quasi exclusive) n'est que le tiers de celui prédit par la théorie, ce qui a longtemps été inexpliqué. Récemment, il a été démontré que les neutrinos avaient une masse, extrêmement faible ; ainsi, une partie du flux de neutrinos émis par le soleil peut se transformer en d'autres variétés de neutrinos (non détectées) avant d'atteindre la Terre. La structure et dynamique interne du Soleil peuvent-être étudiées en utilisant les techniques de l'héliosismologie.

Structure

Structure du Soleil En allant du centre vers l'extérieur on rencontre :
- le noyau, où se développent les réactions thermonucléaires : au centre, la température est de 14 MK, et la pression de 150×10⁹ atmosphères.
- la zone radiative : de 7 à 2 MK.
- La tachocline, couche intermédiaire.
- la zone convective : de 2 MK à 6000 K.
- la photosphère, surface visible du Soleil où apparaissent les granules et taches solaires.
- la chromosphère, couche de gaz fortement ionisée (plasma) d'une épaisseur de 15 000 km environ.
- la couronne, qui s'étend de 15 000 km à 1 ou 2 millions de km. Sa température atteint 1 000 000 K. Elle ne peut être convenablement observée que lors des éclipses totales de soleil, car son rayonnement est très faible comparé à ceux de la photosphère et de la chromosphère.

Le système solaire

À lui seul, le soleil représente 99,8 % de la masse totale du système solaire, les 0,2 % restants incluant les planètes (surtout Jupiter), dont la Terre. Rapport de la masse du Soleil aux masses des planètes

Notes

Valeur maximale.
Cette distance n'est pas connue avec une grande précision en raison de la forte absorption interstellaire au centre du disque.

Symbolisme

Le soleil est un symbole très puissant pour les hommes. Il occupe une place dominante dans chaque culture. D'une façon générale, il est un principe masculin, actif. Toutefois, certains peuples nomades d'Asie centrale le considéraient comme un principe féminin (la Mère soleil) ; c'est aussi le cas des Japonais, pour qui le Soleil est Dame Amaterasu, la dame soleil, épouse du seigneur Lune. Dans la mythologie nordique, les enfants de Mundilfari et Glaur sont Sol (déesse du Soleil) et Mani (dieu de la Lune), une idée que J. R. R. Tolkien a importée dans son œuvre. Souvent, le Soleil représente le pouvoir. Cet astre donne la vie. Si le Soleil venait à disparaître, ou même si ses rayons ne nous parvenaient plus, la vie s'éteindrait sur Terre, d'où le symbole de vie (donneur de vie). Dans l'Égypte antique, Râ (ou Rê) est le dieu-Soleil (il était l'un des dieux les plus importants, voire le plus important) et Akhénaton en fera son dieu unique sous le nom d'Aton. Dans le Panthéon grec c'est Apollon, fils de Zeus et du titan Léto. Citons aussi Hélios qui est la personnification du Soleil lui-même. Les Aztèques l'appelaient Huitzilopochtli, dieu du Soleil et de la guerre, le maître du monde. S'il n'est pas associé à un dieu, des gens l'ont associé à eux-mêmes comme le roi de France Louis XIV surnommé le Roi-Soleil (couronné de Dieu). La famille impériale japonaise se targue de descendre d'Amaterasu, déesse du Soleil. En alchimie, le symbole du Soleil et de l'or est un cercle avec un point au centre : alchimie. Il représente l'intérieur avec tout ce qui gravite autour. En astronomie comme en astrologie, le symbole est le même.

Voir aussi

- analemme
- astronomie
- autorégulation du Soleil
- couronne solaire
- cycle solaire
- éclipse
- sursaut solaire
- transit
- Énergie solaire

Liens externes

- [http://www.astrofiles.net/modules.php?name=News&file=article&sid=3 Astrofiles: le soleil]
- [http://ptaff.ca/soleil/ Heure de lever et de coucher du soleil pour tous les endroits du monde]
- [http://www.le-systeme-solaire.net/modules.php?name=syssol&page=soleil Le Système Solaire - Le Soleil] Catégorie:Symbolique catégorie:étoile catégorie:Soleil als:Sonne ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

Astre

ko:천체 ja:天体 th:วัตถุท้องฟ้า catégorie:Objet céleste Un astre, ou objet céleste désigne un corps céleste, ou plus généralement un objet de l'Univers.

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

Unité astronomique

Catégorie:Unité d'astronomie Catégorie:Unité de longueur L'unité astronomique (symbole ua) est une unité de distance approximativement égale au demi-grand axe de l'orbite terrestre, c'est-à-dire la distance entre la Terre et le Soleil : environ 150 millions de kilomètres. C'est une unité en dehors du système international (SI) en usage avec lui mais dont la valeur est obtenue expérimentalement. La définition précise doit tenir compte du fait que la Terre a une orbite elliptique autour du Soleil. En 1976, elle a été définie comme la distance au Soleil d'une particule de masse négligeable sur une orbite non perturbée et qui aurait une période orbitale de 365,256 898 3 jours. Depuis 1996, la constante gravitationnelle héliocentrique est définie comme valant (0,017 202 098 95)²ua³/d² (Conventions du SIRT (Service international de la rotation de la Terre et des systèmes de référence), D. D. McCarthy éd., Note technique 21, Observatoire de Paris, juillet 1996). Ces définitions, combinées à des observations radar et au suivi des sondes spatiales, ont permis d'évaluer l'unité astronomique à 149 597 870 691 ± 30 m. Une année lumière vaut approximativement 63 241 ua.

Voir aussi

- Année lumière
- Parsec ja:天文単位 ko:천문 단위 th:หน่วยดาราศาสตร์ zh-min-nan:Thian-bûn tan-ūi

Milieu interstellaire

En astronomie, le milieu interstellaire est le gaz raréfié qui, dans une galaxie, existe entre les étoiles et leur environnement proche. Ce gaz est habituellement extrêmement ténu, avec des densités typiques allant de quelques dixième à quelques centième d'une particule par centimètre cube. Généralement ce gaz est composé approximativement de 90% d'hydrogène et de 10% d'hélium ; les autres éléments, ce que les astronomes appellent des « métaux », ne sont présent que sous forme de traces. Encore plus exceptionnellement, des molécules complètes ont été observées dans l'espace interstellaire (la plus grosse molécule rapportée est du glycoaldéhyde, une molécule de 8 atomes, détectée dans Sagitarrius B2 par le radiotélescope de 12m de Kitt Peak). Le milieu interstellaire est habituellement divisé en trois phases, selon la température du gaz : très chaud (millions de kelvin), chaud (milliers de kelvin) et froid (dizaines de kelvin). Ce modèle en trois phases a été développé par Chris McKee et Jerry Ostriker dans un article publié en 1977 et qui servit de base aux études menées pendant les 25 années qui ont suivi. Les proportions relatives de ces phases est encore toujours matière à controverse dans les cercles scientifiques. Les principaux sujets d'étude du milieu interstellaire sont : les nuages moléculaires, les nuages interstellaires, les restes de supernova, les nébuleuses planétaires ainsi que d'autres structures diffuses.

Avancées dans l'étude du milieu instellaire

- 1848 : Lord Rosse étudie M1 et le nomme nébuleuse du Crabe
- 1864 : William Huggins étudie le spectre de la nébuleuse d'Orion et prouve que c'est un nuage de gaz
- 1927 : Ira Bowen explique les raies spectrales non identifiées en tant que raie de transition interdites
- 1930 : Robert Jules Trumpler découvre l'absorption par la poussière interstellaire en comparant la taille apparente et la luminosité d'amas globulaires
- 1944 : Hendrik van de Hulst prédit l'existence de la raie hyperfine de 21 centimètres de l'hydrogène interstellaire neutre
- 1951 : Harold Ewen et Edward Mills Purcell observent la raie hyperfine de 21 centimètres de l'hydrogène interstellaire neutre
- 1956 : Lyman Spitzer prédit l'existence de gaz coronal autour de la Voie lactée
- 1965 : James Gunn et Bruce Peterson utilisent l'observation de l'absorption relativement faible du composant bleu de la raie Lyman alpha de 3C9 pour fortement contraindre la densité et l'état d'ionisation du milieu intergalactique
- 1969 : Lewis Snyder, David Buhl, Ben Zuckerman et Patrick Palmer découvrent du formaldéhyde interstellaire
- 1970 : Arno Penzias et Robert Wilson découvrent du monoxyde de carbone interstellaire
- 1970 : George Carruthers observe de l'hydrogène moléculaire dans l'espace
- 1977 : Christopher McKee et Jeremiah Ostriker proposent une théorie du milieu interstellaire composé de trois phases

Voir aussi

- Espace (cosmologie)
- Espace cislunaire
- Milieu interplanétaire
- Espace intergalactique Catégorie:Astronomie ja:星間物質

Parsec

Catégorie:Unité d'astronomie Catégorie:Unité de longueur Voir aussi l'article homonyme dont le sujet est le jeu vidéo Parsec. ---- Le parsec (symbole pc) est une unité de longueur utilisée en astronomie. Son nom vient de la contraction de « parallaxe-seconde ». Cette unité résulte de l'utilisation d'une méthode trigonométrique dite « méthode de la parallaxe », servant à déterminer la distance séparant un observateur d'un objet éloigné quelconque, à la mesure de la distance des objets célestes. Le parsec est défini comme étant la distance à laquelle une unité astronomique (ua) sous-tend un angle d'une seconde d'arc. Si la parallaxe d'une étoile est mesurée en secondes d'arc, alors la distance entre cette étoile et le soleil, exprimée en parsecs, est égale à l'inverse de cette valeur. Un parsec vaut donc cotg[π/(360×3600)]×0,5 ua ≈ 206 265 ua, c'est-à-dire 3,085 677 581 28×10¹⁶ m ou environ 3,26 années lumière. Pour des raisons pratiques, les astronomes expriment les distances des objets astronomiques en parsecs plutôt qu'en années-lumière. Les premières mesures d'un objet interstellaire (étoile 61 Cygni par Friedrich Wilhelm Bessel en 1838) furent effectuées en utilisant la largeur de l'orbite terrestre comme référence. Le parsec dériva de cette méthode. La détermination des distances des corps célestes est l'objet principal de l'astrométrie. L'étoile la plus proche du Soleil, α Cen ou Proxima Centauri, se trouve à 1,316 parsec (4,28 années lumière). Les distances des autres objets célestes n'appartenant pas au Système solaire sont bien plus grandes et se mesurent couramment en kiloparsecs (symbole kpc) ou mégaparsecs (symbole Mpc). Les parallaxes ont des valeurs faibles : 0,76" pour Proxima Centauri ; aussi, la méthode parallactique ne permet guère de déterminer des distances stellaires supérieures à 100 parsecs environ, ce qui correspond à des mesures de parallaxe inférieures à 10 millisecondes d'arc. Entre 1989 et 1993, le satellite Hipparcos, lancé par l'Agence spatiale européenne, a mesuré la parallaxe d'environ 100 000 étoiles avec une précision meilleure que 1 milliseconde d'arc, ce qui a permis de déterminer la distance d'étoiles éloignées de nous de plus d'un kiloparsec, se trouvant donc à l'intérieur du disque de notre Galaxie.

Voir aussi

- année lumière
- unité astronomique ja:パーセク ko:파섹 th:พาร์เซก

Séquence principale

En astronomie, le diagramme de Hertzsprung-Russell montre la relation entre la magnitude absolue et le type spectral d'étoiles. Il a été inventé autour de 1910 par Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell. Le diagramme de Hertzsprung-Russell est employé pour définir les différents types d'étoiles et comparer des prévisions théoriques de l'évolution des étoiles données par des modèles informatiques avec des observations d'étoiles réelles. Le diagramme existe sous deux formes différentes. Celle utilisée par les observateurs montre la magnitude en fonction de la couleur de l'étoile, alors que les théoriciens préfèrent utiliser la température de l'étoile plutôt que sa couleur. Bien que la couleur d'une étoile dépende essentiellement de sa température, la transformation d'une forme à une autre n'est pas évidente et diffère selon le modèle employé, l'âge et sa composition chimique de l'astre. Étant donné que la taille, la luminosité et le température de surface des étoiles varient grandement, on pourrait croire que celles-ci sont distribuées plus ou moins uniformément dans le diagramme de Hertzsprung-Russell. En fait il n'en est rien, un examen rapide du diagramme montre que les étoiles se répartissent grosso-modo en deux groupes : la séquence principale contenant les étoiles naines et les étoiles géantes. Un troisième groupe, moins important, correspond aux naines blanches.

Séquence principale

La séquence principale est la région du diagramme de Hertzsprung-Russell où la majorité des étoiles résident, elle correspond à la diagonale allant du coin supérieur-gauche (chaud et lumineux) au coin inférieur-droit (froid et peu lumineux). Les étoiles qui se trouvent dans cette région sont dans leur phase évolutive durant laquelle elles consomment l'hydrogène de leur noyau. Durant cette phase les étoiles sont dans un état stable et leur structure change uniquement à cause de la modification progressive de leur composition chimique. Comme le processus de combustion de l'hydrogène est un processus fort lent, les étoiles passent la plus grande partie de leur vie dans la séquence principale. La dispersion des étoiles autour de la séquence principale a plusieurs raisons. L'un des facteurs les plus importants est l'incertitude des d'observations ; ces incertitudes affectent principalement la distance de l'étoile en question mais concerne aussi les étoiles binaires non ou mal identifées en tant que telles. Mais même des observations parfaites mèneraient à un étalement des étoiles autour d'une séquence principale idéale, parce que la masse n'est pas le seul facteur. En effet, la composition chimique d'une étoile et donc son état évolutif déterminent aussi sa position dans le diagramme, de même que la présence de compagnons proches, la rotation de l'étoile ou la présence de champs magnétiques pour ne nommer que quelques paramètres.

Phase géante

- branche horizontale / supergéantes / sous-géantes ?
- branche des géantes rouges
- branche asymptotique

Évolution des étoiles

Les étoiles habituellement intègrent et quittent la séquence principale à leur formation et à leur mort, respectivement.

Articles apparentés

- Type spectral
- Physique stellaire Catégorie:Étoile ja:ヘルツシュプルング・ラッセル図 ko:헤르츠스프룽-러셀 도표

Géante rouge

En astronomie, une géante rouge est une étoile géante ayant évolué en dehors de la séquence principale. Ce sont des étoiles d'une masse au moins égale à celle du soleil qui, après avoir épuisé l'hydrogène de leur noyau, commencent à consommer l'hydrogène en couche autour du noyau riche en hélium. Deux phénomènes sont responsables de l'augmentation substantielle du rayon de l'étoile (qui peut atteindre un rayon 1000 fois celui du soleil). Premièrement, la combustion en couches de l'hydrogène. Et deuxièmement, la contraction du cœur d'hélium, libérant une importante quantité d'énergie gravitationelle. Ces deux sources d'énergies rayonnées vers l'extérieur induise une pression interne qui fait augmenter le rayon de l'étoile. L'étoile est alors beaucoup plus lumineuse à cause de l'augmentation de sa surface et, contre-intuitivement, sa température en surface diminue. En résultat, l'étoile devient plus grande, plus « froide » et donc de couleur plus rouge; d'où le nom géante rouge. Si l'étoile à une masse inférieure à 2,5 masses solaires, l'apport d'hélium dans le noyau provenant de la fusion de l'hydrogène en couche peut provoquer ce qu'on appelle un flash de l'hélium : un sursaut rapide de la combustion de l'hélium dans le noyau quand les conditions de pression et de température sont suffisantes. La luminosité de l'étoile augmente rapidement. L'étoile commence alors une brève période de combustion d'hélium. Puis, elle commence une nouvelle montée de la branche des géantes. Les étoiles plus massives que 2,5 masses solaires entrent dans la phase de fusion de l'hélium de manière plus calme. La phase durant laquelle une étoile pauvre en métaux consomme de l'hélium s'appelle la branche horizontale car dans le diagramme de Hertzsprung-Russell ces étoiles se trouvent placées sur une ligne quasi-horizontale. Les étoiles riches en métaux ne se situent pas sur la branche horizontale, mais plutôt dans un même endroit (le « clump » rouge) du diagramme de Hertzsprung-Russell. Durant son évolution, une étoile peut se trouver plusieurs fois dans la « phase géante » si elle est suffisamment massive pour pouvoir provoquer la fusion d'éléments plus lourds que l'hélium. Dans ce cas, sur le diagramme de Hertzsprung-Russell, l'étoile se trouve sur ce qu'on appelle la branche asymptotique des géantes, ou peu même atteindre le stade Wolf-Rayet pour les étoiles initialement les plus massives. Catégorie:Évolution stellaire ja:赤色巨星 ko:적색거성

Hydrogène

L'atome d'hydrogène est composé d'un proton et d'un électron. C'est donc le plus léger atome existant. Sur terre et hormis les composés avec d'autres atomes, il se présente le plus souvent sous la forme d'un gaz : le dihydrogène (H₂) L'hydrogène est présent dans de nombreuses molécules : eau, sucre, protéines, hydrocarbures. Il est également le principal constituant du Soleil et de la plupart des étoiles, dont l'énergie provient de réactions de fusion thermonucléaire de l'hydrogène. Étonnamment, l'hydrogène est un métal : lorsqu'il est sous forme solide (très hautes pressions et très basses températures), il cristallise avec une liaison métallique. Dans le tableau périodique des éléments, il est d'ailleurs dans la colonne des métaux alcalins. N'étant pas présent à l'état solide sur Terre, il n'est toutefois pas considéré comme un métal en chimie. De façon simpliste sa nature métallique est due à son électron périphérique sur son unique et dernière couche saturée à deux électrons.

Caractéristiques principales

L'hydrogène est l'élément chimique le plus simple; son isotope le plus commun est constitué seulement d'un proton et d'un électron (la masse de l'électron étant négligeable, seuls les protons et les neutrons des atomes déterminent le poids de ces derniers). C'est donc le plus léger atome existant. Sur terre et hormis les composés avec d'autres atomes, il se présente le plus souvent sous la forme d'un gaz : le dihydrogène. Sous des très faibles pressions, comme celles qui existent dans l'espace, l'hydrogène a tendance à exister sous forme d'atomes individuels, simplement parce qu'il est alors improbable qu'ils entrent en collision pour se combiner. Toujours dans l'espace, les nuages de H₂ sont à la base du processus de la formation des étoiles. Cet élément joue un rôle vital dans l'univers par l'intermédiaire des réactions proton-proton et du cycle carbone-azote-oxygène, qui sont deux réactions de fusion thermonucléaire qui créent d'énormes quantités d'énergie en combinant deux atomes d'hydrogène pour former un atome d'hélium.

Applications

Des larges quantités d'hydrogène sont nécessaires dans l'industrie, notamment dans les procédé Habber de production de l'ammoniac, l'hydrogénation des graisses et des huiles et la production de méthanol. D'autres utilisations de l'hydrogène sont :
- la fabrication de l'acide chlorhydrique, le soudage, les carburants pour fusées et la réduction de minerais métalliques.
- l'hydrogène liquide (LH2) est utilisé pour les recherches à très basses températures, y compris l'étude de la supraconductivité.
- le tritium est produit dans les réacteurs nucléaires et est utilisé pour la construction de bombes atomiques.
- L'hydrogène était utilisé dans les ballons car il est quatorze fois plus léger que l'air.
- le deutérium (²H), un isotope est utilisé dans les applications nucléaires comme modérateur pour ralentir les neutrons. Les composés du deutérium sont aussi utilisés en chimie et en biologie pour étudier ou utiliser l'effet isotopique.
- le tritium (³H), un autre isotope, est utilisé comme un marqueur isotopique dans les biosciences et comme source de radiation dans les peintures luminescentes. L'hydrogène peut servir de carburant pour moteurs. Chrysler-BMW possède une flotte de voitures (moteurs thermiques) roulant à l'hydrogène H2, sans pile à combustible, avec réservoir cryogénique. De nouveaux procédés sont en train d'aboutir et vont permettre enfin d'abandonner le pétrole définitivement, comme carburant, car il n'y aurait plus que 12 ans de réserves si la Chine consomme de façon croissante les réserves actuelles, et puis combien cela coûtera-t-il pour ensuite l'extraire des chistes bitumeux ? on le saura bientôt... Les piles à combustible ne sont pas une source d'énergie rentable actuellement car elles sont dotées de mousse de platine, très onéreux et restent malgré tout encore polluantes pour un rendement faible avec 2 à 5 Kw d'énergie produite.

Histoire

L'hydrogène fut reconnu comme une substance distincte en 1776 par Henry Cavendish. Antoine Lavoisier lui donna son nom hydrogène qui vient du grec hudôr, « eau » et gennen, « générer ». La Catastrophe du Hindenburg a marqué le glas de son utilisation en aéronautique.

Occurrence

L'hydrogène est l'élément le plus abondant de l'univers : 75% en masse et 90% en nombre d'atome. Cet élément se trouve en grande quantité dans les étoiles et les planètes gazeuses. Relativement à son abondance dans l'univers, l'hydrogène est très rare dans l'atmosphère terrestre : environ 1 ppm en volume. Sur Terre, la source la plus commune d'hydrogène est l'eau dont les molécules sont composées de deux atomes d'hydrogène et d'un atome d'oxygène ; mais la plupart des matières organiques, comme celle qui constitue les êtres vivants, mais aussi le pétrole et le gaz naturel, sont des sources d'hydrogène. Le méthane (CH₄), qui est un produit de la décomposition des matières organiques, est une source d'hydrogène de plus en plus importante. L'hydrogène peut être produit de plusieurs façons : l'action de la vapeur sur du carbone à haute température, le craquage des hydrocarbures par la chaleur, l'action de la soude ou de la potasse sur l'aluminium, l'électrolyse de l'eau ou par de son déplacement depuis les acides par certains métaux. Certains microorganismes (microalgues, cyanobactéries et bactéries) sont également capables de produire de l'hydrogène, à partir d'énergie solaire ou de biomasse. L'hydrogène brut disponible dans le commerce est généralement fabriqué par décomposition du gaz naturel.

Composés

L'hydrogène se combine avec la plupart des autres éléments car il possède une électronégativité moyenne (2,2) et peut ainsi former des composés avec des éléments métalliques ou non-métalliques. Les composés qu'il forme avec les métaux sont appelés hydrures dans lesquels il se trouve sous forme d'ions H^- qui parfois n'existe qu'en solution. Dans les composés avec les non-métalliques, l'hydrogène forme des liaisons covalentes, car l'ion H⁺, qui n'est rien d'autre qu'un simple proton, a une trop forte tendance à s'associer avec les électrons. Dans les acides en solution aqueuse, il se forme des ions H₃O⁺, association du proton et d'une molécule d'eau. L'hydrogène se combine avec l'oxygène pour former de l'eau (H₂O), c'est un processus de combustion très énergétique qui est très explosif dans l'air. L'oxyde de deutérium (D₂O) est communément appelé eau lourde. L'hydrogène forme une grande variété de composés avec le carbone; à cause de leur relation avec les molécules biologiques, ces composés sont appelés composés organiques et la branche de la chimie qui les concerne est la chimie organique.

Formes

Sous conditions normales, le gaz hydrogène est un mélange de type de molécules qui diffèrent l'une de l'autre par le spin de leur électron et noyaux atomiques. Ces deux formes sont appelées ortho- et para-hydrogène et la forme para n'existe pas à l'état pur. Dans les conditions normales de température et de pression, l'hydrogène est composé à 75% de la forme ortho et à 25% de la forme para. Ces deux formes ont des niveaux énergétiques légèrement différents et donc des propriétés physico-chimiques légèrement différentes. Par exemple, le point de fusion et le point d'ébullition du para-hydrogène sont environ 0,1 K plus bas que ceux de l'ortho-.

Isotopes

L'isotope le plus commun de l'hydrogène(H2), le protium (H-1), est simplement constitué d'un proton et ne possède donc pas de neutrons. C'est un isotope stable. Le deutérium (H-3 ou D) possède un proton et un neutron. C'est aussi un isotope stable qui compose entre 0,0184 et 0,0082% de tout l'hydrogène. Le tritium (H-4 ou T) possède un proton et deux neutrons ; c'est un isotope radioactif (instable). Ces deux derniers éléments pourraient servir en fusion nucléaire. L'hydrogène est le seul élément dont les isotopes ont reçu un nom spécifique.

Précautions

L'hydrogène est un gaz extrêmement inflammable (l'histoire de son utilisation dans les ballons dirigeables est parsemée d'accidents graves). Il réagit aussi violemment avec le chlore pour former de l'acide chlorhydrique (HCl) et le fluor pour former de l'acide fluorhydrique (HF). L'eau lourde (D₂O) est toxique pour de nombreuses espèces ; mais la quantité nécessaire pour tuer un être humain est substantielle. L'hydrogène, mélangé à de l'oxygène peut devenir un potentiel explosif qui peut tout détruire sur un grand rayon.

Mécanique quantique

L'atome d'hydrogène étant l'atome le plus simple, c'est le premier qui a été étudié dans le cadre de la physique quantique. Voir l'article détaillé Atome d'hydrogène.

La liaison d'hydrogène

Attention aux abus de language ! Les liaisons que l'atome d'hydrogène peut établir peuvent être de trois sortes :
- La perte d'un électron. L'hydrogène devient alors H⁺ (un proton seul). Son rayon est alors très petit : environ 1,5 x 10^-13cm contre 10^-8cm normalement. Le proton tout seul n'existe pas mais il est toujours dans le nuage électronique d'une molécule (telle H₂O) ;
- Acquisition d'un électron. L'hydrogène devient alors H^- (un hydrure). L'ion lui même n'existe en tant que tel que dans des sels d'hydrures ;
- Formation d'une liaison covalente. L'hydrogène fait une liaison covalente donc une mise en commun d'une paire d'électrons avec d'autres atomes comme dans H₂O ou CH₄.

La liaison H

Il s'agit d'une interaction faible entre l'hydrogène avec une autre molécule (du même type ou pas). Par example : NH---O=C, ou dans l'eau H₂O--- H-O-H. La liaison joue un rôle important en chimie organique mais aussi en chimie inorganique, entre les alcohols et les métals alkoxides. Nous distinguons en général trois types :
- faibles avec des entalpies entre 10-50 kJ mol^-1 ;
- fortes avec des entalpies entre 50-100 kJ mol^-1 ;
- très fortes avec des entalpie >100 kJ mol^-1. Exemple d'une liaison très forte et FH---F^- dans KHF₂ avec environ 212kJ mol^-1. On peut penser que dans ces cas il vaut mieux écrire F--H--F. La distance total entre F--H--F est de 2,49 Å seulement et il se forme un angle de 120° entre les différentes molécules. Il existe des liaisons hydrogènes à centres multiples. En général il s'agit de systèmes à trois centres et rarement à quatre. Soit un H est lié à deux autres molécules soit deux hydrogènes sont liés à une autre molécule.

Voir aussi

Lien externe

- [http://www.periodictableonline.org/elem_fr.cfm?IDE=H www.periodictableonline.org H] Catégorie:Astronomie Catégorie:Élément chimique Catégorie:Métal Catégorie:Transport ko:수소 ms:Hidrogen ja:水素 simple:Hydrogen th:ไฮโดรเจน

Vent solaire

Le vent solaire est un flux de plasma constitué essentiellement de protons et des électrons qui sont éjectés de la haute atmosphère des étoiles. Dans le système solaire, la composition de ce plasma est identique à celle de la couronne solaire : 73 % d'hydrogène et 25 % d'hélium. Le Soleil perd environ 800 kg de matière par seconde sous forme de vent solaire. À proximité de la Terre la vitesse du vent solaire varie de 200 à 900 km/s (de 720 000 à 3 200 000 km/h), la moyenne étant de 450 km/s (1 600 000 km/h). Comme le vent solaire est un plasma, donc électriquement chargé, il subit l'influence du champ magnétique du Soleil et de la Terre. À une distance approximative de 160 000 000 km, à cause de la rotation du Soleil, le vent solaire spirale autour de celui-ci, étant entraîné par les lignes de son champ magnétique. Mais au-delà de cette distance, le vent solaire s'éloigne en subissant peu d'influences de la part du Soleil, le champ magnétique devenant trop faible. Les rafales de vent solaire particulièrement énergétiques provoquées par des éruptions solaires et d'autres phénomènes sont appelées tempêtes solaires. Celles-ci peuvent soumettre les sondes spatiales et les satellites à de grandes doses de radiations et peuvent aussi perturber fortement la transmission des signaux électromagnétiques comme ceux de la radio et de la télévision. Les particules du vent solaire piégées dans le champ magnétique terrestre ont tendance à s'accumuler dans la ceinture de Van Allen et provoquent les aurores polaires lorsqu'elles pénètrent dans l'atmosphère terrestre à proximité des pôles. La magnétosphère s'oppose au vent solaire comme le fait une culée de pont vis-à-vis du courant de la rivière. D'autres planètes possédant un champ magnétique ont aussi leur propre aurore ; Neptune en est un exemple. La pression du vent solaire crée une « bulle » dans le milieu interstellaire. La limite à laquelle le vent solaire n'est plus capable de repousser le milieu interstellaire est appelé héliopause et est souvent considérée comme la « frontière » du système solaire. La distance de l'héliopause n'est pas connue avec précision et probablement varie considérablement avec la vitesse courante du vent solaire et la densité locale du milieu interstellaire, mais on sait qu'elle se situe beaucoup plus loin que l'orbite de Pluton. Une tentative de recueil de poussières issue du vent solaire a été tentée par le lancement d'une sonde (mission Genesis) mais la récupération des échantillons s'avère délicate suite au crash sur terre de la capsule les contenant. Pour "écouter" le vent solaire, cliquez [http://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/voyager-sound.html ici]. Catégorie:Soleil ja:太陽風 ms:Angin suria th:ลมสุริยะ

Watt

Le watt (symbole: W) est l'unité SI de puissance, de flux énergétique et de flux thermique Un watt est la puissance d'un système énergétique dans lequel est transférée uniformément une énergie de 1 joule pendant 1 seconde (1 J s^-1). En électricité le Watt correspond à un courant de 1 Ampère sous une tension de 1 Volt. En ajoutant la constante temps 1 heure on parle de Watt/heure. Le watt est nommé d'après James Watt pour sa contribution au développement de la machine à vapeur. Catégorie:Unité SI Catégorie:Unité de mécanique catégorie:Unité de mesure thermodynamique catégorie:Unité de mesure électromagnétique ja:ワット ko:와트 simple:Watt

Kilogramme

Catégorie:Unité SI de base Catégorie:Unité de masse Catégorie:Unité de masse Le kilogramme (symbole kg) est la masse d'un cylindre en platine iridié (90 % Pt, 10 % Ir) de 39 mm de diamètre et 39 mm de haut déclaré unité SI de masse depuis 1889 par le Bureau international des poids et mesures. C'est la seule unité de mesure du Système international d'unités à comporter un préfixe multiplicateur. C'est également la seule unité du Système international qui soit toujours représentée par un étalon matériel. Celui-ci est conservé sous trois cloches de verre scellées et n'est sorti que pour réaliser des étalonnages (opération qui n'a eu lieu que trois fois depuis sa création). Malgré ces précautions, la masse du prototype a déjà varié de quelques microgrammes. Cependant, depuis que le SI a défini les valeurs des constantes de Josephson (CIPM (1988) Recommandation 1, PV 56; 19) et von Klitzing (CIPM (1988), Recommandation 2, PV 56; 20), il est possible de combiner ces valeurs (K_J ≡ 4,835 979×10⁺¹⁴ Hz/V et R_K ≡ 2,581 280 7×10⁺⁴ Ω) avec la définition de l'ampère afin de définir le kilogramme comme ceci :

Le kilogramme est la masse qui subirait une accélération de précisément 2×10^-7 m/s² lorsqu'elle est soumise à la force par mètre entre deux conducteurs parallèles, rectilignes, de longueur infinie, de section circulaire négligeable, placés à une distance de un mètre l'un de l'autre dans le vide, et à travers desquels passe un courant électrique constant d'exactement 6 241 509 629 152 650 000 charges élémentaires par seconde.

C'est un multiple du gramme ; 1 kilogramme = 1000 grammes. Ces unités sont aussi utilisées en physique relativiste comme unités d'énergie.

Multiples, sous-multiples et autres unités

Contrairement aux autres unités du système international, le nom « kilogramme » comporte déjà un préfixe. En théorie, on peut appliquer tous les préfixes au gramme, ainsi, un mégagramme (Mg) disignerait 1 000 kg et un décagramme (dag) 0,01 kg. Dans la pratique, seuls les sous-multiples du gramme sont utilisés (les unités en italiques sont peu usitées) :
- gramme (g) : 1 g = 0,001 kg, 1kg = 1 000 g ;
- décigramme (dc) : 1 dg = 0,000 1 kg, 1 kg = 10 000 dg ;
- centigramme (cg) 1 cg = 0,000 01 kg, 1 kg = 100 000 cg ;
- milligramme (mg) : 1 mg = 0,000 001 kg = 10^-6 kg, 1 kg = 1 000 000 mg = 10⁶ mg ;
- microgramme (µg) : 1 µg = 0,000 000 001 kg = 10^-9 kg, 1kg = 1 000 000 000 µg = 10⁹ µg;
- nanogramme (ng) : 1 ng = 10^-12 kg, 1 kg = 10¹² ng ;
- picogramme (pg) : 1 pg = 10^-15 kg, 1 kg = 10¹⁵ pg. Voir aussi Préfixe du système international. On utilise également couramment des noms d'unités anciennes, mais arrondies à des valeurs « exactes »
- la livre : 1 lb = 0,5 kg, 1 kg = 2 lb ;
- le quintal : 1 quintal = 100 kg, 1 kg = 0,01 quintal ;
- la tonne : 1 t = 1 000 kg, 1 kg = 0,001 t. Les unités anglo-saxonnes sont assez largement utilisées de part le monde. On utilise couramment les unités du système avoirdupois (av), et dans certains cas spécifiques (médicaments, métaux précieux) les unités du système troy (t).
- Système avoidupois
- livre (lb av) : 1 lb av = 0,453 592 37, 1 kg = 2,204 622 6 lb av
- once (oz av) : 1 oz av = 0,028 349 523 125 kg, 1 kg = 35,273 961 950 oz av
- Système troy
- livre (lb t) : 1 lb t = 0,373 241 721 6 kg, 1 kg = 2,679 228 881 lb t
- once (oz t) : 1 oz av = 0,031 103 476 8 kg, 1 kg = 32,150 747 oz t La table ci-dessous indique les correspondances entre les unités ci-dessous ; les valeurs en italiques indiquent les croisement entre les systèmes anglo-saxons.

Liens externes

- [http://www1.bipm.org/fr/si/history-si/name_kg.html Le nom « kilogramme » : une fantaisie de l'histoire]
- [http://www.cybersciences.com/Cyber/2.0/Q7615.asp Combien pèse exactement un litre d'eau douce en kilogramme?] Contient des informations sur la genèse du mot kilogramme ja:キログラム ko:킬로그램 simple:Kilogram th:กิโลกรัม zh-min-nan:Kong-kin

OR

OR est une abréviation, qui signifie :
- Ou, la fonction logique, en logique (automatisme et informatique) OR est un code, qui signifie :
- Irak, selon la liste des préfixes des codes OACI des aéroports : selon la liste des préfixes OACI d'immatriculation des aéronefs, l'Irak a pour code YI :: selon la liste des codes internationaux des plaques minéralogiques, l'Irak a pour code IRQ : selon la norme ISO 3166-1 (liste des codes pays), l'Irak a pour code alpha-2 IQ :: selon la norme ISO 3166-1 (liste des codes pays), l'Irak a pour code alpha-3 IRQ :: la liste des codes pays du CIO, l'Irak a pour code IRQ : selon la liste des codes pays de l'OTAN, l'Irak a pour code alpha-2 IZ :: selon la liste des codes pays de l'OTAN, l'Irak a pour code alpha-3 IRQ
- Crimea Air (Ukraine), selon le code AITA des compagnies aériennes ::selon le code OACI des compagnies aériennes, Crimea Air a pour code CRF

Voir aussi

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Neutrino

Le neutrino est une particule élémentaire du modèle standard de la physique des particules. Il possède un spin de 1/2, c'est donc un fermion. Longtemps sa masse fut supposée nulle. Toutefois, des expériences récentes (Super-Kamiokande) ont montré que celle-ci, bien que très petite, est différente de zéro. L'existence du neutrino a été postulée pour la première fois par Wolfgang Pauli pour expliquer le spectre continu de la désintégration bêta ainsi que l'apparente non-conservation du moment cinétique.

Histoire

1896-1930

Quasiment toutes les découvertes scientifiques ont eu pour origine un problème auquel se heurtait la communauté scientifique de l'époque. Avant que ne naisse le concept de neutrino, il fallut qu'on découvre la désintégration bêta, qui est une forme de radioactivité.

Prologue : la radioactivité

Henri Becquerel en 1896, puis Pierre et Marie Curie en furent les premiers acteurs. Tandis qu'Henri Becquerel découvrait des rayonnements étranges provenant des sels d'uranium, Pierre et Marie Curie isolaient le radium, substance bien plus radioactive que l'uranium. En 1899, Ernest Rutherford montre qu'il existe deux sortes de rayonnement qu'il appelle alpha et bêta. En 1900, Villard met en évidence un troisième rayonnement provenant du radium et qu'il appelle rayonnement gamma. En 1902, Pierre et Marie Curie montrent que le rayonnement bêta n'était autre que des électrons tandis que F. Soddy et E. Rutherford estiment que les rayonnements alpha, bêta et gamma sont différentes sortes de radioactivités. Une folle course commence pour étudier en détail les rayonnements provenant des substances radioactives. Vers 1904, Rutherford montre que le rayonnement alpha est constitué de quelque chose ressemblant à de l'hélium. Il existe bien finalement trois sortes de radioactivités:
- Le rayonnement alpha : un noyau d'Hélium 4 (deux protons et deux neutrons) s'échappe du noyau radioactif
- Le rayonnement gamma : un photon de grande énergie (plusieurs MeV) s'échappe du noyau radioactif
- Le rayonnement bêta : un électron s'échappe du noyau radioactif

Problème

L'électron du rayonnement bêta, seule particule a priori éjectée, devrait avoir une énergie bien fixée. Or, après plusieurs études de ce rayonnement faites par Lise Meitner, Otto Hahn, Wilson et von Baeyer, James Chadwick montre en 1914 que tel n'est pas le cas: le spectre en énergie de l'électron est continu. Faut-il renoncer au principe de la conservation de l'énergie, sacro-saint principe des scientifiques jusqu’ici toujours vérifié par les expériences ?... Niels Bohr, entre autres, ose y penser. Il faut attendre 1930 et Wolfgang Pauli pour voir apparaître une autre solution.

1930-1934

L'idée du neutrino est née seulement en 1930, lorsque Wolfgang Pauli tenta une opération désespérée de sauvetage du « principe de conservation de l'énergie ». Le 4 décembre 1930, invité a une réunion de physiciens a Tübingen, il envoie à ses collègues une lettre étrange et humoristique débutant par "Chers dames et messieurs radioactifs...", dont voici le texte :

Chers dames et messieurs radioactifs

Je vous prie d'écouter avec beaucoup de bienveillance le message de cette lettre. Il vous dira que pour pallier la « mauvaise » statistique des noyaux N et Li6 et le spectre bêta continu, j'ai découvert un remède inespéré pour sauver les lois de conservation de l'énergie et les statistiques. Il s'agit de la possibilité d'existence dans les noyau de particules neutres de spin 1/2, obéissant au principe d'exclusion, mais différentes des photons parce qu'elles ne se meuvent pas à la vitesse de la lumière, et que j'appelle neutrons. La masse des neutrons devrait être du même ordre de grandeur que celle des électrons et ne doit en aucun cas excéder 0,01 fois la masse du proton. Le spectre bêta serait alors compréhensible si l'on suppose que pendant la désintégration bêta, avec chaque électron est émis un neutron, de manière que la somme des énergies du neutron et de l'électron est constante... J'admets que mon remède puisse paraître invraisemblable, car on aurait du voir ces neutrons bien plus tôt si réellement ils existaient. Mais seul celui qui ose gagne, et la gravité de la situation, due à la nature continue du spectre bêta, est éclairée par une remarque de mon honoré prédécesseur, monsieur Debye, qui me disait récemment à Bruxelles : "Oh! Il vaut mieux ne pas y penser du tout, comme pour les nouveaux impôts." Dorénavant, on doit discuter sérieusement toute voie d'issue. Ainsi, cher peuple radioactif, examinez et jugez. Malheureusement, je ne pourrai pas être moi-même à Tübingen, ma présence étant indispensable ici pour un bal qui aura lieu pendant la nuit du 6 au 7 décembre.

Votre serviteur le plus dévoué,

W. Pauli

En Février 1932, James Chadwick découvre le neutron, mais le neutron est trop lourd et ne correspond donc pas à la particule imaginée par Pauli. Au Congrès Solvay de Bruxelles, en octobre 1933, Pauli déclare à propos de ses particules:

"... leur masse ne peut pas dépasser beaucoup celle de l'électron. Pour les distinguer des neutrons lourds, monsieur Fermi a proposé le nom de neutrinos. Il est possible que la masse propre des neutrinos soit égale a zéro... Il me parait admissible que les neutrinos possèdent un spin 1/2... Nous ne savons rien de l'interaction des neutrinos avec les autres particules matérielles et avec les photons : l'hypothèse qu'ils possèdent un moment magnétique ne me parait pas du tout fondée."

En 1933, F. Perrin montre que la masse du neutrino doit être beaucoup plus petite que celle de l'électron. La même année, Anderson découvre le positron, première particule d'anti-matière, vérifiant ainsi la théorie de Dirac et confirmant l'idée du neutrino dans l'esprit de Pauli et Fermi. Fin 1933, tandis que Frédéric Joliot-Curie découvre la radioactivité bêta plus (émission d'un positron au lieu d'un électron), Enrico Fermi reprend l'hypothèse du neutrino et élabore sa théorie de la désintégration bêta (interaction faible). La quête du neutrino commence, mais il fallait être bien téméraire et persévérant en ces années car, dès 1934, Hans Bethe et Rudolf Peierls montrent que la section efficace (la probabilité d'interaction) entre les neutrinos et la matière doit être extrêmement faible: des milliards de fois plus faible que celle de l'électron. Cette particule interagit si peu qu'elle peut traverser la terre entière sans dévier de sa trajectoire.

1935-1956

Jusqu'à la fin des années 40, les physiciens tentent de mesurer le recul du noyau lors de la désintégration bêta. Toutes leurs mesures sont en accord avec l'hypothèse d'un seul neutrino émis avec l'électron. Mais aucune détection directe de neutrino n'est en vue, car, vu sa faible probabilité d'interaction, il faudrait une source abondante et un énorme détecteur très sensible et très massif. En 1939, Alvarez montre que le tritium est radioactif. C'est jusqu'à ce jour la mesure de la désintégration bêta du tritium qui a fourni la meilleure limite sur la masse du neutrino. En 1945 explose la première bombe atomique. Malgré l'horreur qu'elle inspire, c'est pour les physiciens une source formidablement puissante de neutrinos. Frederick Reines, qui travaille alors au Laboratoire national de Los Alamos, parle à Fermi, en 1951, de son idée d'installer un détecteur de neutrinos auprès d'une explosion atomique. En 1952, il rencontre Clyde Cowan et tous deux se décident finalement pour une source plus « pacifique »: le réacteur nucléaire de Hanford, dans l'Etat de Washington. Le détecteur est très vite réalisé. Leur expérience est proposée en février 1953, réalisée au printemps et leurs résultats sortent durant l'été 1953. Mais le signal n'est pas convaincant. Ils recommencent leur expérience en 1956, de façon plus méticuleuse et auprès du réacteur de Savannah River, en Caroline du Sud. Les améliorations apportées, notamment vis a vis du bruit de fond, leur permettent de décrocher le jack-pot! Le neutrino est là. Sa signature est nettement visible dans le détecteur, largement au-dessus des bruits de fond comme ceux dus aux rayons cosmiques. Le principe de l'expérience de Reines et Cowan consistait à utiliser comme cible environ 400 litres d'un mélange d'eau et de chlorure de cadmium. L'anti-neutrino provenant du réacteur nucléaire interagit avec un proton de la cible, donnant naissance à un positron et un neutron. Le positron s'annihile en donnant deux photons simultanés et le neutron ralentit avant d'être éventuellement capturé par le cadmium, ce qui provoque l'émission de photons environ 15 microsecondes après ceux du positron. Ces photons sont détectés et les 15 microsecondes identifient l'interaction d'un neutrino. Auprès du même réacteur, d'autres physiciens, comme Alvarez ou Ray Davis, avaient déjà tenté sans succès de détecter les neutrinos avec une solution de chlorure de carbone qui aurait dû se transformer en argon radioactif par interaction avec un neutrino. Malheureusement pour eux, un réacteur nucléaire ne donne que des anti-neutrinos !

1957-1962

Le neutrino (ou plus exactement l'anti-neutrino) provenant d'un réacteur nucléaire est un neutrino de type électronique (ν e), car, dans la désintégration bêta, il est toujours émis avec un électron. Est-il différent du neutrino de type muonique (ν mu), associable au muon (une autre particule que l'on observait alors dans les rayons cosmiques) ?... Ou bien cette différence n'est-elle qu'un arbitraire théorique de confort? Reines n'eut pas le loisir de poursuivre ses recherches. Il dut retourner à Los Alamos. D'autres prirent le relais et, en 1959, à la cafétéria de l'université de Columbia, à New York, commence la quête du neutrino ν mu. À la suite d'une discussion entre T.D. Lee et M. Schwartz, ce dernier prend conscience de la possibilité de fabriquer un faisceau de neutrinos provenant de la désintégration du pion, particule produite en grande quantité lorsqu'un faisceau de protons de plusieurs GeV rencontre de la matière. T.D. Lee et C.N. Yang s'enthousiasment et commencent à calculer les sections efficaces attendues, tandis que Schwartz s'associe à Leon Lederman, Jack Steinberger et, plus tard, un jeune physicien d'Orsay Jean-Marc Gaillard. Ils trouvent le détecteur idéal pour leur expérience en découvrant la chambre à étincelles construite par J. Cronin et son équipe, à Princeton. En 1960, Lee et Yang sont de plus en plus convaincus que si une réaction comme celle là n'est pas observée, c'est parce qu'il existe deux types de neutrinos. Pendant ce temps, la construction des chambres à étincelles (un ensemble de 10 tonnes rempli de néon), avance rapidement. Début 1962, tout est prêt. L'accélérateur délivre quelques centaines de millions de neutrinos par heure, dont 40 environ interagissent avec l'appareillage de façon claire. Dans 6 cas sur 40 la particule provenant de l'interaction du neutrino est reconnue comme étant un électron, ce qui était le bruit de fond attendu. Dans 34 cas sur 40, c'est un muon. Conclusion: le ν mu est une particule différente. Si le ν mu et le ν e avaient été un seul et même neutrino, nos chasseurs de neutrinos auraient obtenu la même proportion d'électrons et de muons.

1963-1983

La découverte du ν e puis celle du ν mu provoquèrent une fièvre naturelle chez les physiciens. Toute une série d'expériences et de découvertes quasiment en parallèle, concernant les quarks et les leptons, vont se succéder. Dans les années 60 et 70, les électrons et les neutrinos de haute énergie vont servir de sondes pour aller voir de quoi sont composés les nucléons (protons et neutrons). C'est de cette époque que provient l'idée, encore admise maintenant que protons et neutrons sont composés chacun de trois quarks. La désintégration bêta s'explique alors par la transformation d'un des quark en un autre, avec émission d'un boson W qui se désintègre en un électron et un anti-neutrino (respectivement : positon et neutrino). La mise en évidence des quarks, puis leur étude, doit donc beaucoup au neutrino. On voit fleurir au CERN, durant les années 70, notamment en 1975 et 1976, les expériences CDHS, CHARM et CHARM II, puis BEBC, qui toutes apporteront des résultats marquants pour la compréhension de la structure en quarks des nucléons et permettront surtout de mieux cerner cette drôle de force qu'est l'interaction faible. En 1970, Glashow, Iliopoulos et Maiani font l'hypothèse de l'existence d'une deuxième famille de quark. Fin 1974, leur hypothèse est confirmée expérimentalement par deux équipes américaines. Deuxième famille de neutrinos, Deuxième famille de quarks: un joli pont se dessine entre les familles de leptons et les familles de quarks. En 1973, après une course effrénée entre l'équipe du Fermilab et l'équipe de la chambre a bulles « Gargamelle », au CERN, les courants neutres (interaction d'un neutrino avec la matière sans que le neutrino soit transformé en une autre particule comme le muon ou l'électron) sont découverts. En 1977, l'équipe de Leon Lederman découvre auprès de l'accélérateur de Stanford le quark b, qui ouvre ainsi la troisième famille de quarks. À peu près au même moment, Martin Perl découvre le tau, troisième de la famille de lepton. Le neutrino ν tau est là: on le sent mais on ne le voit pas! En 2000, on ne l'a toujours pas observé expérimentalement! En 1983, le boson W signale sa présence à l'expérience UA1 en se désintégrant en électron + anti-neutrino. Puis c'est le boson Z. L'interaction faible et le neutrino impriment définitivement leur marque dans la physique. Un long chemin a été parcouru depuis les premières désintégrations bêta reconnues par Curie et Rutherford en 1898.

1983-1989

Dans les années 80, des « considérations théoriques et pratiques » amènent peu a peu certains physiciens à accorder leurs faveurs au neutrino de masse non nulle. La mécanique quantique permet alors aux neutrinos d'osciller. Un ν e peut, au long de son parcours dans l'univers, devenir un ν mu et vice-versa. En 1979, une expérience menée par F. Reines, toujours auprès du réacteur nucléaire de Savannah River, entreprend de mesurer la proportion de courants neutres par l'interaction d'anti-neutrinos sur du deutérium. Le résultat ne correspond pas aux prévisions théoriques et pourrait s'expliquer par le phénomène d'oscillation des neutrinos. Mais pas de conclusion hâtive. Sous l'impulsion de ce résultat (qui plus tard sera corrigé par d'autres expériences), une équipe de l'ILL (Institut Laue Langevin) de Grenoble tente de chercher l'oscillation des neutrinos auprès du réacteur de son Institut. Puis, plusieurs expérien