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Fusion Nucléaire

Fusion nucléaire

ja:原子核融合 Catégorie:Astronomie Catégorie:Physique nucléaire Catégorie:Fusion nucléaire La fusion nucléaire est un des deux types de réaction thermo-nucléaire. C'est un processus où deux noyaux atomiques s'assemblent pour former un noyau plus lourd. La fusion de noyaux légers dégage d'énorme quantité d'énergie provenant du défaut de masse (cf. énergie de liaison). Cette réaction est à l'œuvre dans le soleil et toutes les étoiles de notre univers.

Mécanisme de la fusion

Bien que chargés positivement et se repoussant d'après la loi de Coulomb, deux noyaux peuvent se percuter et leur collision entraîner une réaction de fusion nucléaire, si les noyaux se rapprochent à une distance inférieure ou égale à leur diamètre. Pour cela, ils doivent se trouver dans un état d'agitation thermique très élevé (voir plus bas : Plasmas de fusion). Au sein du soleil par exemple, la température atteint 15 millions de degrés Celsius pour réaliser la fusion de l'hydrogène en hélium. Dans certaines étoiles plus massives, des températures plus élevées, permettent la fusion de noyaux plus lourds. Lorsque de petits noyaux fusionnent, le noyau résultant se trouve dans un état instable et doit décroître vers un état stable en émettant une particule (photon, électron ou autre). Une partie de l'énergie excédentaire est transmise à la particule émise sous forme d'énergie cinétique. L'autre partie est libérée sous forme de chaleur (réaction exothermique) et forme ainsi une chaîne qui s'auto-entretient. Quand aucun état stable n'existe, il n'est pas toujours possible de provoquer la fusion de deux noyaux (exemple: ⁴He + ⁴He). réaction exothermique réaction exothermique Les réactions de fusion qui dégagent le plus d'énergie sont celles qui impliquent les noyaux les plus légers. Ainsi les noyaux de deutérium (un proton et un neutron) et de tritium (un proton et deux neutrons) sont impliqués dans les réactions suivantes:
- Deutérium + Deutérium → Hélium3 + neutron
- Deutérium + Deutérium → Tritium + proton
- Deutérium + Tritium → Hélium4 + neutron
- Deutérium + Hélium3 → Hélium4 + proton Ce sont ces réactions qui sont les plus étudiées en laboratoire lors d'expériences de fusion contrôlée.

La fusion contrôlée

Il existe différents systèmes permettant d'arriver à produire des réactions de fusion atomique : la fusion par confinement magnétique et la fusion par confinement inertiel. La fusion par confinement magnétique :
- Les Tokamaks où l'on confine un mélange gazeux d'isotopes d'hydrogène grâce à un champ magnétique produit par des bobines et un courant induit circulant dans le plasma (ex.: [http://www.iter.org ITER]) ;
- Les Stellarators où le confinement est entièrement assuré par les bobines (ex.: [http://www.ipp.mpg.de/de/for/projekte/w7x/for_proj_w7x.html Wendelstein 7.x]) ;
- Les machines à Piège à Miroirs Magnétiques, qui pourraient aussi être utilisées pour la propulsion spatiale. La fusion par confinement inertiel :
- Les machines à Confinement Inertiel par Laser où une microbille d'isotopes est irradiée par de puissants lasers (ex.: [http://www-lmj.cea.fr/html/cea.htm Laser Mégajoule]) ;
- Les machines à Striction axiale (ou Z-pinch) où une pastille d'isotopes est comprimé par des impulsions de Rayons-X (ex.: [http://www.sandia.gov/pulsedpower/facilities/facilities.html Sandia National Laboratories]).

Plasmas de fusion

A la température à laquelle la fusion est susceptible de se produire, la matière est à l'état de plasma. Il s'agit d'un état particulier de la matière dans lequel les atomes ou molécules forment un gaz ionisé. Un ou plusieurs électrons du nuage électronique qui entoure chaque noyau a été arraché laissant des ions chargés positivement et des électrons libres, l'ensemble étant électriquement neutre. Dans un plasma thermique, la grande agitation des ions et des électrons produit de nombreuses collisions entre les particules. Pour que ces collisions soient suffisamment violentes et entraînent une fusion, trois grandeurs interviennent : # la température T ; # la densité N ; # le temps de confinement τ. Le critère de Lawson établit que le facteur Nτ doit atteindre un certain seuil pour obtenir le breakeven où l'énergie libérée par la fusion est égale à l'énergie dépensée. L'ignition se produit ensuite à un stade beaucoup plus élevé de production d'énergie (impossible à créer aujourd'hui dans les réacteurs actuel). Il s'agit du seuil à partir duquel la réaction est capable de s'auto-entretenir. Pour la réaction deutérium + tritium, ce seuil est de 10¹⁴ s/cm³.

Analyse de la réaction Deutérium + Tritium

L'énergie de liaison des constituants provient de la force d'interaction nucléaire forte, l'une des quatre forces d'interaction fondamentales de l'univers. Or l'investissement énergétique à fournir pour rompre cette liaison est proportionnel au produit des charges électriques des deux noyaux en présence. C'est pourquoi le choix pour la fusion s'est porté sur le deutérium et le tritium, deux isotopes lourds de l'hydrogène, pour lesquels ce produit vaut 1. L'énergie minimale à fournir pour obtenir une fusion est de 4 keV (équivalent à une température de 40 millions de degrés) ; l'énergie libérée est alors de 17,6 MeV répartie pour 80% dans les neutrons émis et pour 20% dans l'hélium4 produit. Mais l'énergie nécessaire pour atteindre le critère de Lawson et un rendement suffisamment positif se situe vers 10 keV soit 100 millions de degré.

Problème de pollution

La réaction deutérium + tritium se traduit par une émission de neutrons rapides. Ces neutrons, sont difficiles à confiner éléctromagnétiquement car ils ont une charge électrique neutre et ne peuvent être capturés à l'aide de champs électromagnétiques. Ils sont donc susceptibles d'être capturés par les noyaux d'atomes de la paroi de l'enceinte, qu'ils transmutent parfois en isotopes radioactifs (phénomène d'activation). L'activation peut s'accompagner de production de noyaux d'helium, susceptibles de fragiliser les matériaux de structures. Elle pourrait compliquer l'usage industriel de la fusion, et fait l'objet d'études avec différentes propositions de solutions (par exemple parois en composites , ou encore alliages spécifiques de fer), mais elles nécessitent des études expérimentales difficiles à réaliser à court terme. Les réactions générant des neutrons ne sont donc pas totalement « propres », mais sont toutefois nettement moins génératrices de déchets que les réactions de fission.

Applications industrielles

Si la fusion a pu être utilisée dans les bombes H, il n'existe pas pour l'instant d'applications industrielles de la fusion pour la production d'électricité. Mais un projet est en cours : Iter.

Import de Énergie nucléaire, à fusioner

nb : Voir Tokamak pour une explication plus complète La fusion de noyaux d'isotopes lourds de l'hydrogène (deutérium et tritium) aboutissant à la formation d'hélium n'est encore qu'expérimentale, car les conditions de fusion sont extrêmement difficiles à obtenir. L'obtention de la fusion nucléaire nécessite des conditions de température et de pression drastiques afin que les noyaux aient l'énergie suffisante pour vaincre la « barrière de potentiel » électrostatique qui existe entre eux. Concrètement, on comprime et on chauffe (par diverses méthodes) un mélange deutérium-tritium jusqu'à ce qu'il soit a l'état de plasma. En terme de température, il faut atteindre 100 millions de degrés pour que la réaction de fusion ait lieu (nb : Le soleil se contente de 16 millions de degrés mais il n'effectue pas la fusion telle que présentée dans ce chapitre). Si le deutérium est disponible naturellement en grandes quantités dans les océans, mais nécessite la mise en place de méthodes très complexes pour en être extrait, le tritium doit être préparé artificiellement car il ne se trouve qu'en très petite quantité dans le milieu naturel de par sa nature d'isotope radioactif à courte durée de vie. L'intérêt de la fusion nucléaire est qu'elle pourrait potentiellement produire beaucoup plus d'énergie, à masse de combustible égale, que la fission. De plus, les océans contiennent naturellement suffisamment de deutérium pour permettre d'alimenter en énergie la planête pendant des millénaires, et les produits de la réaction de fusion (principalement de l'hélium ⁴He) ne sont pas radioactifs. Il ne faut toutefois pas oublier que, comme toute réaction nucléaire, la fusion produit des neutrons qui, en allant interagir avec la matière environnante, vont créer des produits d'activations, qui sont radioactifs. Plusieurs méthodes permettant d'obtenir une fusion sont actuellement explorées :
- Tokamak : chambre de confinement magnétique de plasma. exemples : Mater Dei, Tore Supra, JET, ITER
- Fusion par confinement inertiel : Microbilles comprimées par laser. exemple : laser Mégajoule
- La possibilité d'une fusion froide en utilisant les propriétés du palladium ou la sonoluminescence ne semble pas vérifiée.

Voir aussi

- Fusion par confinement magnétique
- Fusion par confinement inertiel
- ITER (International Thermonuclear Experimental Reactor)
- Fusion froide
- Physique des plasmas

Liens externes

- [http://www.sckcen.be/sckcen_fr/ SCK.CEN Centre d'étude de l'Energie Nucléaire] Mol, Belgique
- [http://www-fusion-magnetique.cea.fr Fusion magnétique, dossier du CEA]
- [http://www.iaea.org Agence International pour l'Energie Atomique]

Catégorie:Astronomie

L'astronomie est la science de l'étude des astres. Catégorie:Sciences de l'Univers ja:Category:天文学 ko:분류:천문학 ms:Category:Astronomi simple:Category:Astronomy th:Category:ดาราศาสตร์ zh-min-nan:Category:Thian-bûn-ha̍k

Catégorie:Fusion nucléaire

Catégorie:Énergie nucléaire Catégorie:Radiochimie

Physique nucléaire

ko:핵물리학 ja:原子核物理学 Catégorie:Physique nucléaire La physique nucléaire est la description et l'étude du comportement du principal constituant de l'atome : le noyau atomique.

Cohésion du noyau

A l'intérieur du noyau, les nucléons sont soumis à deux interactions différentes : l' interaction forte et l' interaction électromagnétique. Cette dernière agit à « longue » distance (cf. Loi de Coulomb,en

\frac

). Elle retient les électrons autour du noyau. Les neutrons y sont insensibles mais les protons se repoussent entre eux. C'est l'interaction forte qui maintient la cohésion des nucléons au sein du noyau. Celle-ci est plus intense que l'interaction électromagnétique mais agit à plus courte distance. Toutefois, si le nombre de protons dans le noyau est important, l'interaction électromagnétique prend le pas sur l'interaction forte et les noyaux deviennent instables. La quantité d'énergie qui assure la cohésion du noyau est appelée énergie de liaison du noyau. Les transformations du noyau libérant cette énergie sont appelées réactions nucléaires.

Réactions nucléaires

Une réaction est dite nucléaire lorsqu'il y a modification de la nature d'un ou plusieurs noyaux. Participent alors à la réaction protons et neutrons (notés respectivement ¹₁p, ¹₀n), mais également d'autres particules, tels les électrons ⁰_-1e, les positons ⁰₁e... Toutes les transformations de noyaux menant vers des noyaux moyens (vers le fer) vont permettre de libérer de l'énergie nucléaire, énergie cinétique des produits, au dépend de la masse. Les réactions nucléaires sont de type fission (un noyau lourd se brise en plusieurs) ou de type fusion (plusieurs noyaux légers fusionnent). On rencontre de nombreuses réactions nucléaires dont certaines servent déjà à la production d'énergie (la fission de l'uranium), ou sont des espoirs futurs (fusion). Les réactions de fusion ont été la source de la nucléosynthèse primordiale (de l'hydrogène vers l'hélium) puis le remplissage du tableau de Mendeliéev s'est effectué, et se continue, au sein des cœurs des étoiles. Quelques exemples de réactions nucléaires : Réaction de Rutherford : il n'y a pas conservation de la masse mais de l'énergie totale des particules. ¹⁴₇N + ⁴₂He → ¹⁷₈O + ¹₁p Réaction de Chadwick (1932): ⁹₄Be + ⁴₂He → ¹²₆C + ¹₀n Réaction de Joliot et Curie (1934): ν désigne l'émission d'un neutrino # ²⁷₁₃Al + ⁴₂He → ³⁰₁₅P + ¹₀n # ³⁰₁₅P → ³⁰₁₄Si + ⁰₁e + ν

Voir aussi

- énergie nucléaire
- physique des particules

Énergie

- Energie Dans le sens commun l'énergie désigne tout ce qui permet d'effectuer un travail, fabriquer de la chaleur, de la lumière, un mouvement.

Historique

L'étymologie du mot énergie est le mot grec εργοs (ergos) qui signifie « travail ». Après avoir exploité sa propre force, puis celle des esclaves, des animaux et de la nature (les vents et les chutes d'eau), l'homme a appris à exploiter les énergies contenues dans la nature et capables de lui fournir une quantité croissante de travail mécanique par l'emploi de machines: machines outil, chaudières et moteurs. L'énergie est alors fournie par un carburant ou énergie fossile. L'énergie est un concept ancien; L’expérience humaine est que tout travail requiert de la force et produit de la chaleur, que plus on « dépense » de force, plus vite on peut faire un travail, et plus on s'échauffe. Comme l'énergie est nécessaire à toute entreprise humaine, l'approvisionnement en énergie est devenu une des préoccupations majeures des sociétés humaines. Un Grec de l'antiquité possédait en moyenne 5 esclaves. Un ménage moderne avec un compteur électrique de 6 kW possède l'équivalent énergétique de 36 esclaves.

Énergétique

Dans les sociétés industrielles, l'activité humaine passe par la fourniture d'énergie électrique produite par des matières premières, principalement charbon, gaz naturel, pétrole et uranium ; on parle alors d'énergie fossile; ces matières premières sont appelées par extension « énergies ». On parle aussi d'énergies renouvelables lorsque l'on utilise l'énergie solaire, l'énergie éolienne; l'énergie hydraulique des barrages est la plus importante des énergies renouvelables. (Voir ausi: Politique énergétique). L'énergie est un concept essentiel en physique, qui se précise depuis le . On retrouve le concept d'énergie dans toutes les branches de la physique :
- en mécanique,
- en thermodynamique,
- en électromagnétisme,
- en mécanique quantique...
- mais aussi dans les autres disciplines, en particulier en chimie.

Approche vulgarisée

Une unité « universelle »

L'énergie est un concept créé par les humains pour quantifier les interactions entre des phénomènes très différents ; c'est un peu une monnaie d'échange commune entre les phénomènes physiques. Ces échanges sont contrôlés par les lois et principes de la thermodynamique. L'unité officielle de l'énergie est le joule. Lorsqu'un phénomène entraîne un autre phénomène, l'intensité du second dépend de l'intensité du premier. Par exemple, les réactions chimiques dans les muscles d'un cycliste lui permettent de provoquer le déplacement du vélo. L'intensité de ce déplacement (c'est-à-dire la vitesse) dépend de l'intensité des réactions chimiques des muscles du cycliste, qui peuvent être quantifiées (la quantité de sucre « brûlée » par la respiration, le métabolisme du muscle). Prenons un exemple plus complexe. Un moteur à explosion fonctionne grâce à une réaction chimique : la combustion (ou « explosion ») qui à lieu à l'intérieur d'un cylindre. Cette réaction correspond à une transformation du combustible de départ (l'essence) en gaz avec émission de chaleur et de lumière, ce qui se traduit par une augmentation de la température et de la pression dans le piston; la différence de pression entre ce gaz et l'atmosphère de l'autre côté du piston déplace ce dernier, qui va, à travers une transmission mécanique, faire tourner les roues ainsi qu'un alternateur qui va produire de l'électricité. Au passage, il y aura des frottements mécaniques qui produiront un échauffement et une usure. On a donc un réarrangement des molécules (rupture et recréation de liaisons chimiques) qui provoque une augmentation de la quantité de mouvement des molécules (ce qui se traduit par une augmentation de la température du gaz et donc une augmentation de sa pression), qui lui-même provoque le mouvement d'un solide (le piston), qui va entraîner un système de transmission, et pouvoir ainsi d'une part faire tourner un axe, qui peut être par exemple relié au roues d'une voiture ou bien a un alternateur. L'entrainement de la pièce mobile de cet alternateur va faire tourner un aimant qui, par induction au sein d'une bobine, va provoquer un déplacement d'électrons (courant électrique). Le concept d'énergie va permettre de calculer l'intensité des différents phénomènes (par exemple la vitesse de la voiture et la quantité d'électricité produite par l'alternateur) en fonction de l'intensité du phénomène initial (la quantité de gaz et la chaleur produite par la réaction chimique de combustion). ; Remarques
- Dans les applications grand public, et notamment dans le domaine de la nutrition, on exprime fréquemment l'énergie en calories ; la calorie est en toute rigueur l'énergie qu'il faut fournir pour faire chauffer un gramme d'eau de un degré Celsius, mais les nutritionnistes nomment par simplification « calorie » ce que les physiciens nomment « kilocalorie ».
- En électricité, on utilise le watt-heure (Wh), énergie consommée pendant une heure par un appareil ayant une puissance d'un watt, ou encore son multiple le kilowattheure (kWh) qui vaut 1 000 Wh. Celui-ci n'est pas très éloigné du travail que peut effectuer un cheval en une heure (736 Wh par convention) excepté en termes de coût, car il revient en France en 2005 à 7 centimes d'euro.
- Pour des raisons thermodynamiques (second principe), toute transformation énergétique réelle est irréversible, ce qui veut dire qu'en inversant l'opération (exemple : retransformer en mouvement via un moteur électrique l'énergie produite par la dynamo d'un vélo) on ne retrouve pas la quantité l'énergie consommée au départ. Cela est lié aux pertes.

L'énergie et la révolution industrielle

Le concept d'énergie est fondamental pour l'étude des phénomènes de transformation (comme la chimie et la métallurgie) et de transmission mécanique, qui sont la base de la Révolution industrielle. Le concept physique d'énergie est donc logiquement né au . En 1686, Leibniz montre que la quantité m·v, appelée « force vive », se conserve. En 1788, Lagrange montre l'invariance de la somme de deux quantités, que l'on appelllera plus tard « énergie cinétique » et « énergie potentielle ». Au , on parvient par une série d'expériences à mettre en évidence des constats ou lois :
- on constate que la chute d'un poids donné d'une même hauteur produit toujours le même échauffement (calorimétrie) ;
- et si la vitesse finale n'est pas nulle, la hausse de température est moindre, comme si seulement une partie de la chute était convertie en vitesse et le reste en chaleur ;
- de même un échauffement pourra produire une dilatation, une augmentation de pression, qui elle-même permettra de « travailler » par exemple en déplaçant une masse ; et le total est toujours conservé : ainsi naît le concept scientifique d'énergie, « chose » encore indéterminée mais dont on postule une propriété : : L'énergie se conserve dans tous les phénomènes, devenant tour à tour, chaleur, pression, vitesse, hauteur, etc. Ainsi, grâce à l'énergie, on peut mettre en relation des observations aussi différentes qu'un mouvement, une rotation, une température, la couleur d'un corps ou d'une lumière, une consommation de sucre ou de charbon, une usure, etc. Il apparaît également que si l'énergie se conserve et se transforme, certaines transformations sont faciles ou réversibles et d'autres non. Exemple : Il est facile de transformer de la hauteur de chute en échauffement, et on peut le faire intégralement, en revanche l'inverse est difficile (il faut des appareils complexes) et une partie de l'« énergie » devra être diffusée et donc perdue. Cette observation sera à la base de l'idée d'entropie. À partir du concept de conservation de l'énergie (en quantité), on pourra regarder d'un œil différent des systèmes complexes (notamment biologiques et chimiques) qui violent apparemment cette loi, et on parviendra, moyennant de nouveaux progrès scientifiques, à toujours valider le postulat ou principe de conservation de l'énergie.

Énergie et ésotérisme

Cependant, cette notion de « quelque chose » est assez floue et assez bien illustré par la boutade : :principe -1 de la thermodynamique : l'énergie existe, la preuve, c'est qu'on la paie (référence aux principes de la thermodynamique). Cette notion floue a laissé l'image dans de nombreux esprit d'une sorte de fluide qui passerait d'un objet à l'autre au cours des transformations, réminescence du concept de phlogistique (un « fluide immatériel » censé véhiculer la chaleur). Faute d'un vocabulaire plus approprié, le terme « énergie » revient fréquemment dans les discours pseudo-scientifiques. La confusion est en partie entretenue par des simplifications de langage, où par commodité on énonce parfois que
- une onde est un transport d'énergie sans transport de matière
—ou bien —
- la masse est une forme d'énergie :

E = mc^2

alors que des formulation exactes (mais parfois plus longues) seraient :
- une onde propage une perturbation sans transport de matière
— et —
- de la masse peut se transformer en énergie électromagnétique et vice versa , les intensité des phénomènes (perturbation et masse) pouvant s'exprimer sous la forme d'une énergie. ; Notes
- L'inadéquation de ce concept a été montrée par des machines à frottement, montrant qu'on pouvait tirer de la matière autant de phlogistique qu'on le désirait sans qu'elle se modifie en quoi que ce soit
- Sachant que la relation E=mc² est vraie pour les seules particules dotées de masse au repos, et non pour les photons (voir à leur sujet : Impulsion)

Énergie en sciences physiques

En physique, l'énergie est donc une manière d'exprimer l'intensité des phénomènes ; c'est de fait une quantité mesurable, et qui s'exprime de manière différente selon les transformations que subit un système (réaction chimique, choc, mouvement, réaction nucléaire etc.). L'énergie se définissant de manière différente selon les phénomènes, on peut de fait définir diverses « formes d'énergie » (voir plus loin). Par ailleurs, d'après la loi de causalité, un phénomène a une cause ; c'est la variaiton d'intensité du phénomène-cause qui provoque la variation de l'intensité du phénomène-effet. Si les intensités des phénomènes cause et effet sont exprimée sous la forme d'une énergie, on voit alors que l'énergie se conserve (voir ci-après). L'unité du système international pour mesurer l'énergie est le joule (J). Certaines activités utilisent d'autres unités, notamment l'électron-volt (1 eV = 1,602·10^-19 J), le kilowatt-heure (1 kWh = 3,6 MJ), la calorie (4,18 J), la Calorie (alimentaire : 4 180 J ; notez le C capitale), et le kilogramme en physique relativiste. La thermodynamique est la discipline qui étudie les transformations de l'énergie qui font intervenir l'énergie thermique. Le premier principe affirme que l'énergie se conserve, le second principe impose des limitations à la transformation de l'énergie thermique en énergie mécanique, électrique ou autre.

Energie, puissance et force

Le mot « énergie » provient du mot grec signifiant « travail ». Mais le mot « travail » est aussi utilisé en physique pour désigner l'énergie fournie par l'action d'une force. En physique, force et énergie sont deux manières différentes de modéliser les phénomènes. Par exemple, on pourra traiter la chute d'un objet soit:
- avec les forces : en appliquant les lois du mouvement de Newton, en écrivant que l'accélération est proportionnelle à la force et inversement proportionnelle à la masse ;
- ou avec les énergies : en formulant que la diminution de l'énergie potentielle de gravité est égale à l'augmentation de l'énergie cinétique. Le travail désigne donc l'énergie d'un phénomène qui peut aussi être modélisé par une force, c'est-à-dire un phénomène qui provoque une action dirigée dans une direction. Cependant, certains phénomènes ont une action désordonnée, chaotique ; par exemple, l'agitation des molécules d'un gaz au repos (sans vent), ou bien l'agitation des atomes d'un solide. Cette agitation désordonnée provoque la sensation de « chaud », et elle est mesurée par un paramètre appelé température. L'énergie liée à cette agitation désordonnée est appelée énergie thermique.

Rendement

L'énergie « libérée » par un phénomène se disperse entre plusieurs autres phénomènes. Ainsi, dans une flamme (réaction chimique), une partie de l'énergie dégagée devient chaleur, une autre lumière, une autre fraction est stockée dans des molécules complexes, etc. Le rendement, c'est le quotient entre l'énergie qui prend la forme qui nous intéresse et l'énergie dépensée. Par exemple, dans le cas d'un moteur, ce qui nous intéresse, c'est le mouvement mécanique produit. Le reste de l'énergie est au mieux considéré comme perdu (cas de ce qui part en chaleur dans les gaz d'échappement), au pire nuisible (cas de ce qui part en travail d'usure physique ou chimique du moteur). Un moteur idéal, qui convertirait toute l'énergie de combustion de l'essence en mouvement mécanique du véhicule, aurait un rendement de 1 (ou de 100 %). Le rendement réel est bien sûr toujours inférieur à 1. Dans certain cas, il peut apparaître un rendement « apparent » supérieur à 1 :
- une pompe à chaleur donne couramment 3 fois plus de chaleur qu'on lui a injecté d'énergie électrique. Cela n'est possible que parce que l'on a compté en sortie la chaleur pompée à l'extérieur. Dans ce cas, le rendement énergétique est égal à 1 (par définition, puisque l'énergie se conserve) ce qui fait que ce paramètre de rendement n'a aucune utilité pratique, et qu'il vaut mieux utiliser le rendement apparent. Un autre cas de rendement apparent supérieur à 1 provient d'une sous-estimation de l'énergie injectée. Ainsi, pour les chaudières on prend traditionnellement comme référence l'énergie « PCI » du combustible, qui suppose une combustion ne produisant que des gaz. Les chaudières à condensation, capables de récupérer l'énergie thermique de la transformation de la vapeur d'eau en liquide, ont pu ainsi afficher des rendements supérieurs à 1.

Loi de conservation

L'énergie est une quantité qui se conserve. La notion de conservation est relativement simple à comprendre. Si on met dans un volume quelque chose et que l'on ferme bien la boîte, l'on s'attend à y retrouver, lorsqu’on l’ouvrera ultérieurement, ce qu'on y a mis. Ceci en physique s'appelle un principe de conservation ; la boîte est l'ensemble des phénomènes considérés. Si on ne retrouve pas tout, c'est que une partie a pu sortir sous une forme ou une autre ou même que ce qui manque (ou est en plus) a changé de forme et qu’on ne s'en est pas rendu compte. On a en fait « oublié de mettre un élément dans la boîte », on a négligé d'inclure un phénomène dans le système. Ce principe est tellement fort en physique qu’à chaque fois qu'il a parut ne pas être vérifié cela a conduit à des découvertes importantes. Chaque fois qu'il a semblé que l'énergie n'était pas conservée, il s'agissait en fait de sa transformation en une nouvelle forme. Par exemple, la radioactivité a un temps été interprétée comme la ré-émission de quelque chose qui était reçu de l'extérieur et l'explication est venue de l'équivalence masse énergie. L'énergie dans un volume est donc d'office conservée, par principe, et si elle diminue dans le volume, c'est que une partie en est sortie... ou qu'elle s'est transformée en quelque chose qu'il nous faut identifier : chaleur, masse, rayonnement etc. La perte d'énergie, même minime, est fréquemment due à sa transformation en énergie thermique. On est tenté d'écrire : : « L'énergie se transforme d'une forme en une autre, mais ne disparaît jamais. » La formulation exacte serait : : « Lorsque l'intensité d'un phénomène varie, cela ne peut se faire que par la variation d'un autre phénomène ; la somme des énergies représentant l'intensité de ces phénomènes est une constante. » Dans les processus radioactifs, le mouvement de la particule éjectée, ou l'impulsion du photon créé, provient de la disparition de la masse ; on écrit souvent par un raccourci que « l'énergie de masse se transforme en énergie cinétique ». L'énergie d'une réaction chimique correspond à une variation de masse trop infime pour être mesurable, ce qui a fait croire un temps à la conservation de la masse dans les réactions chimiques. De fait, on considère toujours actuellement que la masse se concerve lors d'une réaction chimique, mais l'on sait que c'est une approximation. Un résultat majeur de la physique théorique se basant sur le formalisme lagrangien, le théorème de Noether, montre que le fait que l'énergie se conserve est équivalent à la symétrie de translation dans le temps des équations de la physique. Cette quantité est composée d'éléments divers (énergie thermique, énergie cinétique, énergie de masse etc.), qui s'échangent dans un jeu qui est toujours à sommes nulles. Le théorème de Noether montre que cette caractéristique est équivalente à la symétrie des équations physiques par rapport à une translation dans le temps ou l'espace.

Formes d'énergie

En pratique, on distingue souvent différentes « formes » d'énergie. Toutefois, il faut être conscient que l'énergie sert à mesurer l'intensité d'un phénomène, cette division n'est qu'une manière de faire correspondre l'énergie au phénomène qu'elle mesure. Par ailleurs, cette distinction n'a rien d'absolu, mais dépend uniquement de la position de l'observateur : le principe de relativité s'applique aussi à l'énergie, de sorte que le même phénomène pourra être analysé en terme d'énergie « cinétique », « électromagnétique », ou « potentielle »... Les formes d'énergie classiquement considérées sont :
- énergie cinétique : l'énergie associée au mouvement d'un corps ou d'une particule ; cela comprend également l'énergie électromagnétique transportée par les photons (lumière, ondes radio, rayons X et γ...) ou par des particules chargées (énergie électrique).
- énergie thermique : l'énergie cinétique d'un ensemble au repos.
- On peut dire que les autres types d'énergie sont des énergies potentielles : moyennant un petit changement, possible sans travail, un système instable se transforme en un système plus stable, avec dégagement de la différence d'énergie entre les deux systèmes (le plus stable ayant une énergie moindre).
- énergie de masse ou énergie nucléaire : avec la théorie de la relativité, Einstein nous a appris que masse et énergie sont équivalentes (le fameux E= mc²). Par exemple, lors de fission nucléaire, la masse totale de matière diminue légèrement. La masse « manquante » est convertie en énergie cinétique. Dans les centrales nucléaires, cette énergie est ensuite transformée en énergie thermique et finalement en production d'électricité.
- énergie potentielle mécanique (énergie potentielle de gravité ou énergie potentielle élastique) qui forme avec l'énergie cinétique ce qu'on appelle l'énergie mécanique.
- énergie potentielle chimique
- énergie potentielle électromagnétique (énergie potentielle électrostatique ou magnétostatique ): position instable d'une ou plusieurs particule(s) chargée(s) dans un champ électromagnétique, par exemple l'énergie stockée dans un condensateur ou dans une bobine électrique.
- chaleur latente
- énergie libre Par ailleurs, on appelle improprement et par extension « énergie » des sources de puissance utilisée par l'homme, qui relève en fait de l'énergie cinétique d'un fluide particulier (air, eau) ou de particules (photons, éléments de fission ou produits de fusion nucléaire)
- énergie nucléaire
- énergie éolienne
- énergie solaire
- énergie marémotrice

Énergie et puissance

L'énergie dépensée pour créer un phénomène mesure l'ampleur du phénomène final. Cette énergie est fournie par un autre phénomène, appelé « phénomène moteur ». Certains phénomènes moteurs vont faire le travail rapidement, d'autre plus lentement ; par exemple, un manutentionnaire gringalet mettra longtemps avant de monter des parpaings un par un en haut de l'échafaudage, alors qu'un manutentionnaire musclé en portera plusieurs à la fois et sera plus rapide (en revanche, le résultat final sera exactement le même). Cette capacité à mobiliser beaucoup d'énergie en un temps donné est appelée puissance du phénomène moteur : :la puissance est l'énergie fournie par un phénomène divisée par la durée du phénomène, P = E/t. La puissance se mesure en watts (1 W = 1 J/s) Voir l'article détaillé Puissance.

Approvisionnement en énergie

Les sources d'énergies utilisées par l'homme sont :
- Les énergies d’origine fossile (gaz, pétrole, charbon) dans les voitures, les avions, les centrales thermiques...
- L'énergie d’origine nucléaire obtenue par fission nucléaire (la fusion nucléaire n'étant pas envisageable dans un avenir prévisible à court terme)
- L'énergie d’origine biomassique (biomasse sèche, biomasse humide et biocarburants)
- L'énergie d’origine hydraulique des fleuves, barrages et conduites forcées; renouvelable.
- L'énergie d’origine éolienne
- L'énergie d’origine solaire (conversion de l'énergie lumineuse en chaleur ou en électricité)
- L'énergie d’origine géothermique
- L'énergie d’origine marémotrice

Quelques chiffres intéressants

En 1960, 50% de l'électricité produite en France venait de sources renouvelables (hydroélectricité). Le doublement de la consommation était prévu tous les dix ans (loi vérifiée depuis le début du siècle), et ce bon rapport ne pouvait être maintenu, tous les sites favorables étant équipés. La relève fut assurée par le nucléaire qui fournit aujourd'hui 80% de l'électricité. La régularité du doublement en 10 ans a pris fin au moment du choc pétrolier de 1973. L'Allemagne a fait récemment grimper sa production d'électricité éolienne de 38% par an pendant deux années consécutives. Elle contribue pour 10% de ses besoins. Pour fixer les idées, les moteurs réunis de la fusée Saturne V dans les années 60 consommaient à eux seuls pendant les quelques minutes de leur combustion une énergie équivalente à un millième de ce qui était brûlé en pétrole sur la planète pendant le même temps. (source : L'économie de l'énergie, Yves Manguy, Dunod) Le prix du pétrole est en septembre 2004 voisin de 50 dollars le baril. Il reste à environ 50 dollars en mars 2005. Des experts ont fait savoir le 7 juin 2004 que ce prix ne pourrait se maintenir de façon viable et qu'à court terme une montée à 180 dollars le baril serait probable. L'augmentation des cours de 25% entre juin et septembre 2004 attire à nouveau l'attention sur leur communication de l'époque :
- [http://news.bbc.co.uk/1/hi/business/3777413.stm Quadruplement des cours à court terme signalé en juin 2004] (BBC)
- Consommation d'énergie de quelques pays industrialisés, d'après les chiffres de L'état du monde 2004, Paris, La Découverte, 2003 : on observe que les pays à climat froid (Scandinavie) et les pays immenses (États-Unis, Canada, Australie) consomment le plus d'énergie. Selon le site du CEA, un parc de 4 réacteurs à fusion du type ITER pour une fourniture en continu de 4x1500 MW (600 000 personnes) occuperait 1 km² : http://www-drfc.cea.fr/

Voir aussi

Articles connexes

- Consommation d'énergie
- Craquage de l'eau
- Énergie primaire
- Énergie renouvelable
- Énergie nucléaire
- Pic pétrolier
- Production d'électricité
- Arrêt du nucléaire

Liens externes

- [http://www.greenpeace.org/france_fr/multimedia/download/1/359529/0/Eole_ou_Pluton_VF.pdftarget= Eole ou pluton étude comparative entre le nucléaire et l'énergie éolienne] ja:エネルギー ko:에너지 ms:Tenaga simple:Energy th:พลังงาน

Énergie de liaison atomique

Catégorie:Propriété chimique Catégorie:Physique nucléaire C'est l'énergie nécessaire à la dissociation des nucléons du noyau. Cette énergie apparaît alors dans le bilan de masse du système entre la configuration initiale et l'état final. En effet, la masse du noyau est inférieur à la somme des masses de chacun de ses nucléons. Ce défaut de masse se retrouve sous forme d'énergie B grâce au principe d'équivalence masse-énergie (E = m c²) d'Einstein. La masse M(A,Z) d'un noyau (dans son état fondamental) est alors donnée par l'équation suivante :

M(A,Z)c^=Zm_c^+(A-Z)m_c^-B(A,Z)

, où apparaissent les masses des protons et des neutrons. L'énergie de liaison par nucléon s'écrit B / A (A est le nombre de masse). Elle est comprise entre 7,4 MeV et 8,8 MeV. Faible pour les noyaux légers, elle augmente jusqu'au fer 56 et décroît ensuite. Les transformations de noyaux permettant aux atomes de s'approcher de la masse du fer 56 vont donc libérer de l'énergie nucléaire. Ces transformations sont appelées réactions nucléaires. Elles sont de deux types (fusion et fission). La fusion de deux éléments légers (e.g. hydrogène, hélium) produira un dégagement d'énergie, tandis que chez les éléments lourds (e.g. uranium, plutonium) seule la fission nucléaire dégage de l'énergie. C'est la réaction de fission qui est mise en œuvre dans les centrales nucléaires. L'énergie de liaison nucléaire est beaucoup plus importante que celle qui lie les électrons au noyau.

Voir aussi

Physique Nucléaire

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

Loi de Coulomb

En physique, il existe deux lois de Coulomb, nommées en l'honneur du physicien français Charles de Coulomb : une en électrostatique, l'autre en mécanique, concernant les frottements solides.

Électrostatique

La loi de Coulomb exprime la force électrique exercée par un petit corps chargé sur un autre. Cette loi s'exprime sous forme vectorielle par la formule suivante : :

\vec = \frac.\frac

où
- q₁ et q₂ sont les charges des deux corps considérés,
- ε₀=8,854·10^-12 F·m^-1 est une constante universelle appelée permittivité électrique du vide, et
-

\vec

est le vecteur qui relie le premier corps au deuxième. ; Voir aussi : Électrostatique - Potentiel

Frottements

Pour des informations plus complètes, voir le wikilivre de tribologie et ses différents chapitres, plus spécialement modélisation des actions de contact. On considère un objet posé sur un support plan horizontal. Il existe deux situations : ou cet objet est immobile sur le plan (frottement statique), ou il glisse (frottement dynamique). Dans les deux cas, l'action du support sur l'objet comporte :
- une composante normale N ; si le plan est horizontal et que rien n'appuie sur l'objet ni ne le tire vers le haut, cette action est opposée au poids de l'objet ;
- une composante tangentielle T qui s'oppose au mouvement.

Frottement statique (adhérence)

L'objet est immobile sur le support. La composante tagentielle est déterminée par la loi de l'équilibre des forces. En revanche, lorsque cette composante tangentielle atteint une valeur limite T_o, l'objet se met à glisser. La loi de Coulomb détermine cette force limite T_o : :T_o = f_o · N où f_o est le coefficient de frottement statique, dont la valeur dépend des deux matériaux (objet et plan) et de leur rugosité.

Frottement dynamique (glissement)

L'objet glisse sur le support. La composante tangentielle T est indépendante de la vitesse de glissement et déterminée par la loi de Coulomb : : T = f · N où f est le coefficient de frottement dynamique, dont la valeur dépend des deux matériaux (objet et plan) et de leur rugosité. On a dans la plupart des cas : :f_o ≥ f ou T_o ≥ T c'est-à-dire la force de frottement dynamique est généralement inférieure à la force de frottement statique maximale. Ceci explique que
- lorsque l'on pousse une armoire, le plus difficile est de la mettre en mouvement (vaincre le frottement statique) ;
- lors d'un freinage en voiture, la distance de freinage est plus grande si l'on bloque les roues. En effet, dans le cas où la roue tourne, elle est localement à l'arrêt par rapport à la route et le coefficient de frottement à prendre en compte est le coefficient statique. Si la roue est bloquée, elle glisse par rapport à la route, et le coefficient de frottement applicable est alors le coefficient dynamique qui est inférieur comme décrit ci-dessus. Les recherches actuelles montrent toutefois que cet avis doit être nuancé, voir http://fr.wikibooks.org/wiki/Tribologie_-_Applications_pratiques#Freinsici

Limites de la loi

La loi de Coulomb fournit un modèle simple pour représenter les phénomènes de frottement et d'adhérence mais dans la plupart des cas, il faut tenir compte de beaucoup d'autres paramètres pour obtenir un modèle acceptable.

Voir aussi

- Le wikilivre de Tribologie ko:쿨롱의 법칙 ja:クーロンの法則 catégorie:mécanique Catégorie:Tribologie catégorie:électromagnétisme Coulomb

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

Deutérium

ko:중수소 ms:Deuterium ja:重水素 th:ดิวเทอเรียม catégorie:Astronomie catégorie:isotope Catégorie:énergie nucléaire Catégorie:Fusion nucléaire Le deutérium (symbole ²H ou D) est un isotope naturel de l'hydrogène. Il possède 1 proton et 1 neutron. On le trouve (par exemple dans l'eau de mer, sous forme DHO ou D₂O, appelée « eau lourde ») dans la nature à raison de 0,015% par rapport à l'hydrogène.( Par conséquent, un atome de Deutérium pour environ 6667 atomes d'Hydrogène) Aux températures ordinaires, le deutérium est un gaz (HD ou D₂). Le deutérium fut découvert en 1931 par Harold Clayton Urey, un chimiste de l'Université de Columbia, qui reçut pour cela le prix Nobel de chimie en 1934. L'eau lourde peut être concentrée par l'homme. Elle sert principalement dans les réacteurs nucléaires de type Canadien (réacteurs type « Candu »), dans lesquels elle est utilisée comme modérateur des neutrons. Le deutérium est et sera également utilisé dans les futurs réacteurs à fusion nucléaire contrôlée, car il représente un des deux principaux éléments du combustible de la fusion, l'autre étant le tritium.

Données

- densité : 0,180 kg.m^-3 dans les conditions standard.
- masse atomique : 2,013 553 212.

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

Neutron

Le neutron est une particule subatomique. Comme son nom l'indique, le neutron est neutre et n'a donc pas de charge électrique (ni positive, ni négative). Les neutrons, avec les protons, sont les constituants du noyau de l'atome. Pour un atome, on note Z le nombre de protons (que l'on appelle nombre atomique ou numéro atomique), A le nombre de protons + neutrons. Le nombre de neutrons est donc A-Z. Masse du neutron: m_n = 939.56533 ± 0.00004 MeV/c² Un neutron fait partie des baryons (hadron formé de 3 quarks) et est composé d'un quark up (charge 2/3 e) et de deux quarks down (2 charges de -1/3 e). Le neutron a été découvert par le physicien anglais James Chadwick en 1932.

Historique

La découverte du neutron a résulté de trois séries d’expériences, faites dans trois pays différents, l’une entraînant l’autre. En ce sens elle est exemplaire de la recherche de la connaissance. En 1930, en Allemagne, W. Bothe et H. Becker, spécialistes du rayonnement cosmique observent que des éléments légers, bombardés par des particules alpha, émettent des rayons « ultra pénétrants » qu’ils supposent être des rayons gamma beaucoup plus énergiques que ceux émis par des noyaux radioactifs ou accompagnant les transmutations nucléaires. En 1931, en France, Irène et Frédéric Joliot-Curie intrigués par ces résultats cherchent à comprendre la nature de ce rayonnement et découvrent qu’il a la propriété de mettre en mouvement des noyaux atomiques et en particulier des protons... Ils supposent qu’il s’agit là d’un effet Compton entre des gamma dont ils estiment l’énergie à environ 50 MeV (une énergie très élevée pour l’époque) et de l’hydrogène. En 1932, en Angleterre, aussitôt ces résultats parus, James Chadwick fait un test confirmant les résultats et va plus loin et mesurant avec précision l’énergie des noyaux projetés en utilisant la réaction alpha + Be → C + n, il peut affirmer que le rayonnement « ultra pénétrant » ne peut être un rayonnement gamma, d’énergie très élevée, mais doit être composé de particules de masse 1 et de charge électrique 0 : c’est le neutron. Chacune des trois équipes avait travaillé avec les appareils dont elle disposait, mais aussi avec ses connaissances et avait baigné dans la tradition de son laboratoire. Il n’est pas étonnant que ce soit au laboratoire de Cambridge, dirigé par Rutherford que le neutron ait été découvert. Depuis 1920, Rutherford, en effet, avait émis l’hypothèse de l’existence du neutron. James Chadwick, fut l’assistant de Rutherford et l’un de ses plus brillants disciples. Ce fut le 3 juin 1920 qu’il entendit Rutherford, dans le cercle des habitués des Bakerian Lectures de la Royal Society, formuler l’idée d’une sorte d’atome de masse 1 et de charge 0 qui n’était pas l’hydrogène : cet objet, n’étant pas sujet aux répulsions électriques que subissaient les protons et les particules alpha, devait pouvoir s’approcher des noyaux et y pénétrer facilement. Chadwick se souvint 12 ans plus tard de cette communication, quand il eut à interpréter les résultats de ses expériences. Plus tard, apprenant que le prix Nobel avait été décerné à Chadwick pour la découverte du neutron, Rutherford dira, selon Emilio Segré : “Pour le neutron, c’est Chadwick tout seul. Les Joliot-Curie sont tellement brillants qu’ils le mériteront vite pour quelque chose d’autre !”.

Voir aussi

- Antineutron
- physique nucléaire
- physique des particules
- proton Catégorie:Chimie quantique catégorie:radiochimie Catégorie:Hadron ja:中性子 ko:중성자 th:นิวตรอน

Tritium

Le tritium (T ou ³H) est un isotope de l'hydrogène. Il possède 1 proton et 2 neutrons . Il n'est pas stable. Il est donc radioactif. Il émet un rayonnement bêta (β-) en se transformant en hélium 3 (³He). Sa période ou demi-vie est de 12,3 ans. Aux températures ordinaires, le tritium est un gaz (HT ou T₂). En présence d'oxygène, il produit spontanément de l'eau tritiée (HTO). Le tritium existe dans la nature. Il est fabriqué dans l'atmosphère par interaction du rayonnement cosmique avec les noyaux d'azote, d'oxygène et d'argon présents dans les hautes couches de l'atmosphère. Il arrive sur le sol avec les eaux de pluie. Le tritium est également produit par l'homme :
- les essais thermonucléaires ont injecté dans l'atmosphère une quantité de tritium environ 100 fois supérieure à l'activité naturelle (source CRIIRAD).
- les réacteurs atomiques des centrales nucléaires produisent du tritium. Il se retrouve dans le combustible « usé » et est principalement libéré durant le retraitement de ce combustible.

Utilisation

Le tritium est utilisé dans les bombes nucléaires, en utilisant la fusion tritium-tritium ou tritium-deutérium. Dans un avenir proche, il contribuera au futur réacteur à fusion nucléaire ITER.

Contraintes

L'irradiation bêta émise par le tritium est faible. Il est néanmoins reconnu comme cancérigène. Il pénètre dans le corps par l'aspiration, par l'absorption à travers la peau ou par l'ingestion. L'eau tritiée se mêle rapidement à toute l'eau du corps. Selon un étude de l'AIEA, l'eau tritiée est beaucoup plus radiotoxique (25 000 fois !) que la forme gazeuse. L'industrie nucléaire considère le tritium comme non dangereux, l'usine de retraitement de la Hague a l'autorisation de rejeter 37 000 TBq (téra becquerels) par an sous forme liquide et 2 200 TBq par an sous forme gazeuse. Pour l'année 2002, elle en a rejetée respectivement 11 900 TBq et 63,2 TBq (source COGEMA). Le tritium pose un problème quant à son traitement. Il est difficile et coûteux de séparer le tritium de l'air, de l'eau et des objets qui l'ont absorbé. Il est de plus, extrêmement difficile à entreposer. Il profite de la moindre porosité. Il semble plus pratique pour l'industrie de le diluer et le disperser dans les eaux de la Manche ce qui théoriquement permet d'avoir des taux faibles de becquerel par litre. Catégorie:Radiochimie Catégorie:Déchet nucléaire Catégorie:Fusion nucléaire Catégorie:Isotope ja:三重水素 ms:Tritium

Fusion par confinement magnétique

La fusion par confinement magnétique est une méthode utilisée pour porter une quantité de combustible aux conditions de température et de pression désirées pour la fusion nucléaire. De puissants champs électromagnétiques sont employés pour atteindre ces conditions. Le combustible doit au préalable être converti en plasma, celui-ci se laisse ensuite influencer par les champs magnétiques. Il s'agit de la méthode utilisée dans :
- Les Tokamaks
- Les Stellarators
- Les machines à Piège à Miroirs Magnétiques

Voir aussi

- Dispositifs de fusion par confinement inertiel