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Sursaut Solaire

Sursaut solaire

catégorie:Soleil Les sursauts solaires sont les manifestations radioélectriques des éruptions solaires. Ils se produisent surtout en période de grande activité solaire en accompagnant l'évolution des taches. Leurs effets viennent s'ajouter au rayonnement du Soleil calme et aux variations lentes et peuvent provoquer des perturbations graves dans les radio-communications. On distingue 4 types principaux de sursauts solaires, numérotés de I à IV. Ils sont caractérisés par leur origine, la bande de fréquence des signaux émis et la durée du phénomène. Certains sursauts s'accompagnent de l'émission de rayons X mous et ultraviolets.

Type de sursaut

Sursaut de type I

Origine : au-dessus des taches solaires importantes.
Bande de fréquence : ondes métriques sur une largeur de quelques mégahertz avec une dérive (de 1 à 20 MHz/s) qui peut être positive ou négative.
Durée : <1 seconde
Remarques : pendant les orages de bruit radioélectrique.

Sursaut de type II

Origine : éruptions chromosphèriques
Bande de fréquence : ondes métriques (entre 100 et 200 MHz) dont la fréquence diminue lentement (0,25MHz/s). Ce sont les sursauts à dérive lente de fréquence.
Durée : plusieurs minutes
Remarques : oscillations du plasma. Phénomène rare. Aurores polaires, orages magnétiques et perturbations des communications radio se manifestent quelques dizaines d'heures après l'éruption.

Sursaut de type III

Origine : éruptions chromosphèriques
Bande de fréquence : ondes métriques à hectomètriques (100 kHz à 600 MHz) dont la fréquence diminue rapidement. Il s'agit de sursauts à dérive rapide de fréquence.
Durée : de quelques secondes à plusieurs minutes.
Remarques : oscillations du plasma

Sursaut de type IV

Origine : éruptions chromosphèriques
Bande de fréquence : large bande de fréquences stables (sursaut continuum) pouvant aller de quelques MHz à plus de 70 GHz.
Durée : parfois plusieurs heures.
Remarques : rayonnement provoqué par des électrons se déplaçant dans un champ magnétique à des vitesses se rapprochant de celle de la lumière (effet synchrotron). Phénomène relativement rare et s'accompagnant d'un renforcement des rayons cosmiques solaires.

Voir aussi

Articles connexes

- Soleil
- Chromosphère
- orage magnétique

Catégorie:Soleil

Catégorie:Système solaire Catégorie:étoile Cette catégorie contient les articles en relation avec le Soleil, étoile du système solaire. ja:Category:太陽 th:Category:ดวงอาทิตย์

Rayonnement électromagnétique

Un rayonnement électromagnétique désigne un transfert d'énergie sous la forme d'ondes électromagnétiques.

L'onde électromagnétique

Une onde électromagnétique se caractérise par un flux quasi-continu de particules dépourvues de masse, les photons, associé à des champs magnétiques et électriques ; une onde électromagnétique monochromatique peut se modéliser par un dipôle vibrant, ce modèle reflétant convenablement, par exemple, les oscillations du nuage électronique d'un atome intervenant dans la diffusion Rayleigh (modèle de l'électron élastiquement lié). diffusion Rayleigh
Onde électromagnétique : oscillation couplée du champ électrique et du champ magnétique, modèle du dipôle vibrant - L'image n'est pas tout à fait juste, $\vec$ et $\vec$ sont en fait déphasés de 90° (voir la page de discussion pour plus de détails) La lumière désigne un rayonnement électromagnétique visible par l'œil humain. Les ondes radio, les rayons X et γ sont également des ondes électromagnétiques. L'analyse spectrale des rayonnements électromagnétiques d'origine thermique montre que celui-ci est composé d'ondes électromagnétiques de longueurs d'onde λ ou fréquences différentes ν. Un rayonnement composé uniquement d'ondes de même fréquence, donc dont les photons ont la même énergie E = hν est dit monochromatique (même en dehors du spectre visible). La mécanique quantique associe à une onde électromagnétique monochromatique un corpuscule de masse nulle nommé photon dont l'énergie est : :

E = h\nu

où h est la constante de Planck. L'impulsion p du photon est égale à

p = E / c = h\nu / c

. L'énergie des photons d'une onde électromagnétique se conserve lors de la traversée de différents milieux transparents (par contre, une certaine proportion de photons peut être absorbée). Dans le vide, le rayonnement électromagnétique, et en particulier la lumière, se déplace à la vitesse 299 792 458 m/s. Cette vitesse, appelée vitesse de la lumière et notée c, est une des constantes physiques fondamentales. La longueur d'onde est égale à : :

\lambda =\frac

c_\nu

étant la vitesse de la lumière dans le milieu considéré pour la fréquence ν, avec

c_\nu = c/n_\nu

(

n_\nu

étant l'indice de réfraction de la lumière monochromatique de fréquence ν dans le milieu considéré). La constatation, à la fin du , que la vitesse de la lumière dans le vide ne dépend pas du référentiel a conduit à l'élaboration de la théorie de la relativité restreinte.

Propriétés

- Tout corps à une température supérieure à 0 kelvin (zéro absolu, soit -273°C) émet un rayonnement électromagnétique appelé rayonnement thermique.
- Un corps qui reçoit un rayonnement électromagnétique peut en réfléchir une partie et absorber le reste. L'énergie absorbée est convertie en énergie thermique et contribue à l'augmentation de la température de ce corps.
- Une particule chargée de forte énergie émet un rayonnement électromagnétique :
- quand elle est déviée par un champ magnétique : c'est le rayonnement synchrotron ; ce rayonnement synchrotron est utilisé comme source de rayons X pour de nombreuses expériences de physique et de biologique (lignes de lumières autour d'un synchrotron) ;
- lorsqu'elle pénètre dans un milieu différent : c'est le « rayonnement continu de freinage » ;
- L'absorption d'un photon peut provoquer des transitions atomiques, c'est-à-dire d'exciter un atome dont l'énergie augmente par la modification de l'orbitale d'un de ses électrons.
- Lorsqu'un atome excité revient à son état d'énergie fondamental, il émet un photon dont l'énergie (et donc la fréquence) correspond à une différence entre deux états d'énergie de l'atome.
- Dans le même domaine du spectre électromagnétique, les photons sont capables de former des paires électron-trous dans les semi-conducteurs (principe des CCD). En se recombinant, l'électron et le trou émettent de la lumière (principe des diodes).
- Les réactions nucléaires, comme celles de fission, de fusion et de désintégration, s'accompagnent souvent d'une émission de photons de grande énergie appelés rayons γ.

Spectre électromagnétique

Un spectre électromagnétique est la décomposition d'un rayonnement électromagnétique en fonction de sa longueur d'onde, ou, de manière équivalente, de sa fréquence (via l'équation de propagation) ou de l'énergie de ses photons. spectre électromagnétique Pour des raisons historiques, les ondes électromagnétiques sont désignées par différents termes, en fonction des gammes de fréquence (ou de longueur d'ondes). Par longueur d'onde décroissante, ce sont :
- les ondes radio et les ondes radar sont produites par des courants électriques haute fréquence ;
- les ondes infrarouges, la lumière visible et le rayonnement ultraviolet sont produits par des transitions électroniques dans les atomes, concernant les électrons périphériques, ainsi que par le rayonnement thermique ; les ondes ultraviolettes ont des effets sur la peau (bronzage, coups de soleil, cancer de la peau) ;
- les rayons X peuvent être par exemple produits par radioactivité (désintégration d'un noyau atomique instable), par freinage d'électrons (tube à rayons X) ou par rayonnement synchrotron (par déviation de faisceau d'électrons relativistes); ils provoquent des transitions électroniques dans l'atome, concernant les électrons de cœur, ainsi que l'effet Compton ; du fait de leur faible longueur d'onde, ils diffractent sur les cristaux ; les rayons X durs correspondent à des photons de plus haute énergie, et les rayons X mous à des photons de plus faible énergie ;
- le rayonnement γ est produit par radioactivité ; ils peuvent exciter les noyaux des atomes et provoquer des réactions nucléaires.

Polarisation

La polarisation correspond à la direction et à l'amplitude du champ électrique

\vec

. Pour une onde non polarisée, ou naturelle,

\vec

tourne autour de son axe de façon aléatoire et imprévisible au cours du temps. Polariser une onde correspond à donner une trajectoire définie au champ électrique. Il y a plusieurs sortes de polarisation:
- La polarisation linéaire quand

\vec

reste toujours dans le même plan.
- La polarisation circulaire, le champ magnétique tourne autour de son axe en formant un cercle.
- La polarisation elliptique, le champ magnétique tourne autour de son axe et change d'amplitude pour former une ellipse.

Voir aussi

- photon

Phénomènes physiques

- transitions électroniques
- transitions nucléaires
- antennes

Applications

- cage de Faraday
- chambre anéchoïque
- interaction rayonnement-matière
- lasers catégorie:électromagnétisme catégorie:physique ja:電磁波 ko:전자기파

Éruption solaire

Eruption solaire Eruption solaire Une éruption solaire est un événement primordial de l'activité du Soleil. Elle se produit à la surface de la photosphère et projette au travers de la chromosphère un jet de matière ionisée qui se perd dans la couronne à des centaines de milliers de km d'altitude. En plus des particules et des rayons cosmiques, l'éruption s'accompagne d'un intense rayonnement (UV, rayons X, ...) qui perturbe les transmissions radioélectriques terrestres (orage magnétique) et provoque l'apparition des aurores polaires. La première éruption solaire observée le fut par l'astronome anglais Richard Carrington, le 1 septembre 1859, lorsqu'il constata l'apparition d'une tache très lumineuse à la surface du Soleil qui perdura pendant 5 minutes. ja:太陽フレア

Cycle solaire

ja:太陽黒点 Catégorie:Soleil Un cycle solaire est une période pendant laquelle l'activité du Soleil varie en reproduisant les mêmes phénomènes que pendant la période de même durée précédente. Vue de la Terre, l'influence du Soleil varie principalement selon une période journalière et annuelle. Dans l'absolu, l'activité solaire est réglée par un cycle d'une période moyenne de 11,2 ans d'un maximum au suivant mais la durée peut varier entre 8 et 15 ans. L'amplitude des maxima peut varier du simple au triple. Le cycle de 11 ans a été déterminé pour la première fois par l'astronome amateur allemand Heinrich Schwabe vers 1843. En 1849, l'astronome suisse Johann Rudolf Wolf (1816-1893) établit une méthode de calcul de l'activité solaire basée sur le nombre de taches. Les cycles de Schwabe sont numérotés à partir du maximum de 1761 (voir tableau). En 2003, le cycle 23 est sur le déclin, le cycle 24 commencera en 2007. En liaison avec le cycle de 11 ans, existe un cycle de 22 ans qui concerne le champ magnétique solaire. En effet, les polarités de ce dernier s'inversent à chaque nouveau cycle de 11 ans.
Un cycle de 179 ans peut être également mis en évidence. Une théorie (K.D. Wood) donne pour raison de ce cycle les « marées » solaires provoquées par les planètes du système solaire, principalement Vénus, Terre, Mars et Jupiter ; la période de révolution de Mercure étant trop faible vis-à-vis de la durée du cycle de 11 ans. Wolf a également remarqué un cycle de variation des maxima d'une période de 90 ans. Pendant les années d'activité maximale, on constate une augmentation :
- du nombre de taches solaires et des sursauts solaires
- du rayonnement corpusculaire
- du rayonnement électromagnétique

Les taches solaires

Galilée fut sans doute le premier à les remarquer vers 1610. Par la suite, l'observatoire de Zurich en poursuivit l'observation. Elles apparaissent dans la photosphère comme une zone sombre (l'ombre) entourée d'une région plus claire (la pénombre). Leur plus grande dimension peut atteindre plusieurs dizaines de milliers de km. La température de l'ombre est de l'ordre de 4500 K (photosphère : environ 5800 K). Elles se développent dans une zone comprise entre les 40 parallèles de la sphère solaire. L'observation des taches solaire est facile et permet de constater la rotation du soleil sur lui-même en 25 jours. Il suffit pour cela de projeter l'image du soleil sur une feuille de papier à l'aide d'une simple paire de jumelles.

Le nombre de Wolf ou Sunspot Number

La formule suivante permet d'estimer l'activité solaire R en fonction du nombre (t) de taches, du nombre (g) de groupes de taches et d'un coefficient k corrigeant le résultat en fonction des moyens d'observation (observateur, instrument...).

R=k(t+10g)

Le nombre de Wolf maximum du cycle 19 a atteint 190 tandis que le cycle 14 n'a pas dépassé 70. Malgré son imprécision le nombre de Wolf a l'intérêt d'exister depuis 250 ans tandis que l'observation scientifique avec des moyens modernes n'a que quelques cycles dans ses bases de données.

La mesure du flux radioélectrique solaire

La radioastronomie est née avec le radar, en 1942 pendant la Seconde Guerre mondiale. Les ondes radioélectriques émises par le Soleil proviennent de la chromosphère, là où la matière est entièrement ionisée (plasma) et de la couronne. La fréquence de l'onde émise dépend de Ne, la densité d'ion/m³. Les perturbations solaires (éruption, sursauts) font varier le spectre des émissions radio. La mesure de l'amplitude du rayonnement solaire sur 2800 MHz (en W/Hz m²) donne un indice d'activité solaire plus fiable que le nombre de Wolf. Des mesures sont aussi effectuées sur d'autres fréquences (245 MHz, 410 MHz,... 15,4 GHz) L'étude de l'activité solaire permet de comprendre les phénomènes de propagation des ondes et de prévoir d'éventuelles perturbations des communications radioélectriques sur Terre.

Voir aussi

Lien interne

- Changements climatiques

Lien externe

- [http://system.solaire.free.fr/soleilactivite.htm Activités solaires]

Fréquence

Catégorie:Quantité physique Catégorie:Électronique

Généralités

La fréquence est le nombre de fois qu'un phénomène a été ou est observable pendant une unité de temps.
- Un phénomène est périodique si les caractéristiques observées se reproduisent à l'identique pendant des durées égales consécutives. La période du phénomène est la durée minimale au bout de laquelle il se reproduit avec les mêmes caractéristiques.
- La période est l'inverse (au sens mathématique) de la fréquence. Si l'unité de temps choisie est la seconde, la fréquence est mesurée en hertz (symbole : Hz), du nom du physicien Heinrich Hertz.

Différence

Un phénomène périodique est dit oscillatoire s'il présente une évolution continue cyclique autour d'un état d'équilibre, pouvant s'analyser en une composition de certaines fonctions mathématiques, dites fonctions circulaires ou trigonométriques parce qu'elles s'appliquent au déplacement d'un point à la circonférence d'un cercle de rayon unité. La fonction sinus est la plus connue de ces fonctions. Par exemple, un balancier d'horloge murale présente une oscillation périodique dont la période est ajustable grâce au déplacement de son centre d'inertie par rapport à l'axe de suspension. En déplaçant la masse vers le bas, on allonge la longueur du pendule équivalent, ce qui augmente ainsi sa période ou diminue sa fréquence, et ralentit le pendule. Nota : les phénomènes oscillatoires ne sont pas tous périodiques. Par exemple les frottements font généralement varier les oscillations en amplitude et en durée (oscillations amorties). Une vibration est un phénomène mécanique de déplacement ou de déformation autour d'un point d'équilibre, éventuellement virtuel. Après une évolution transitoire, la vibration peut s'établir en régime stationnaire et présenter une fréquence stable (et donc une période). Les phénomènes ondulatoires sont des phénomènes qui concernent la propagation d'une onde dans un milieu, tels que la déformation progressive de la surface de l'eau après un choc. Les phénomènes ondulatoires les plus couramment rencontrés sont de nature sonore, électromagnétique ou élastique. La fréquence d'un son est la caractéristique principale de sa hauteur perçue. Quand le phénomène ondulatoire étudié est stationnaire et régulier, si v est la vitesse de propagation de l'onde dans le milieu considéré et si lambda est la longueur d'onde du phénomène, alors la fréquence f vaut v/lambda. Une bande de fréquence est une portion du spectre électromagnétique

Voir aussi

- Chirp
- fréquence propre
- onde
- série de Fourier
- signal périodique
- traitement du signal
- transformée de Fourier ja:周波数 ko:진동수 th:ความถี่

Rayon X

Les rayons X sont une forme de rayonnement électromagnétique à haute fréquence. La plage de longueurs d'onde correspondante est comprise approximativement entre 5 picomètres et 10 nanomètres. L'énergie de ces photons va de quelques eV (électron-volt), à plusieurs dizaines de MeV. La distinction entre les rayons X des rayons gamma (qui sont de même nature et d'énergie semblable) vient de leur mode de production : les rayons X sont des photons produits par les électrons des atomes alors que les rayons gamma sont produits par les noyaux des atomes. Les rayons X ont été découverts en 1895 par le physicien allemand Wilhelm Röntgen, qui a reçu pour cela le premier prix Nobel de physique ; il les nomma ainsi car ils étaient d'une nature inconnue (la lettre x désigne l'inconnue en mathématiques). L'importance des rayons X vient de leurs nombreuses applications pratiques.

Découverte et histoire des rayons X

A la fin du , Wilhelm Röntgen, comme de nombreux physiciens de l'époque, se passionne pour les rayons cathodiques qui ont été découverts par Hittorf en 1869 ; ces nouveaux rayons avaient été étudiés par Crookes (voir l'article Tube de Crookes). A cette époque, tous les physiciens savent reproduire l'expériences de Crookes mais personne n'a eu d'idée d'application de ces rayonnements. En 1895, Wilhelm Röntgen reproduit l'expérience à de nombreuses reprises en modifiant ses paramètres expérimentaux (types de cibles, tensions différentes, ...). Le 8 novembre 1895, il parvient à rendre luminescent un écran de platinocyanure de baryum. C'est une intuition que l'on peut qualifier de « géniale » qui va mener Röntgen dans la direction de sa découverte : il décide de faire l'expérience dans l'obscurité en plongeant son tube de Crookes dans un caisson opaque. Le résultat est identique à la situation normale. Röntgen place ensuite différents objets de différentes densités entre l'anode et l'écran fluorescent, et en déduit que le rayonnement traverse la matière d'autant plus facilement que celui-ci est peu dense et peu épais. Plus troublant encore, lorsqu'il place des objets métalliques entre le tube et une plaque photographique, il parvient à visualiser l'ombre de l'objet sur le négatif. Röntgen parvient à en déduire que les rayons sont produits dans la direction des électrons du tube et que ce rayonnement est invisible et très pénétrant. Comme il ne trouve pas de dénomination adéquate pour ses rayons, Röntgen les baptise « Rayons X ». Notons au passage que ce rayonnement est encore souvent appelé Röntgen Strahlen (litt. rayons de Röntgen) en Allemagne. Le premier cliché est celui la main de Anna Bertha Röntgen (22 novembre 1895, pose de 20 min.) ; il s'agit de la première radiographie, la radiologie est née. Un mois plus tard, Bergonié reproduit à Bordeaux l'expérience de Röntgen, avant que ce dernier publie officiellement. Le 28 décembre 1895, Röntgen publie sa découverte dans un article intitulé « Über eine neue Art von Strahlen » (« À propos d'une nouvelle sorte de rayons ») dans le bulletin de la Société physico-chimique de Würzburg. C'est cette découverte qui lui vaudra le premier prix Nobel de physique en 1901. Il tire quatre conclusions dans son article :
- « Les rayons X sont absorbés par la matière ; leur absorption est en fonction de la masse atomique des atomes absorbants.
- Les rayons X sont diffusés par la matière ; c'est le rayonnement de fluorescence.
- Les rayons X impressionnent la plaque photographique.
- Les rayons X déchargent les corps chargés électriquement.» La recherche de Röntgen est rapidement développée en dentisterie puisque deux semaines plus tard, le Dr Otto Walkhoof réalise à Braunschweig la première radiographie dentaire. Il faut 25 minutes d'exposition. Il utilise une plaque photographique en verre, recouverte de papier noir et d'une digue (champ opératoire) en caoutchouc. Six mois après, paraît le premier livre consacré à ce qui va devenir la radiologie dont les applications se multiplient - dans le cadre de la physique médicale, pour le diagnostic des maladies puis leur traitement (radiothérapie qui donne une expansion extraordinaire à ce qui était jusque-là l'électrothérapie). Röntgen laissa son nom à l'unité de mesure utilisée en radiologie pour évaluer une exposition aux rayonnements. Le symbole des röntgens est R. La découverte de Röntgen fit rapidement le tour de la terre. En 1897, Antoine Béclère, pédiatre et clinicien réputé, créa, à ses frais, le premier Laboratoire hospitalier de radiologie. Tout le monde voulait faire photographier son squelette. Mais pendant longtemps, les doses étaient trop fortes. Par exemple, Henri Simon, photographe amateur, a laissé sa vie au service de la radiologie. Chargé de prendre les radiographies, les symptômes dûs aux radiations ionisantes apparurent après seulement deux ans de pratique. On lui amputa d'abord la main (qui était constamment en contact avec l'écran fluorescent) mais ensuite, un cancer généralisé se déclara. Au début de la radiologie, les rayons X étaient utilisés à des fins multiples : dans les fêtes foraines où on exploitait le phénomène de fluorescence, dans les magasins où l'on étudiait l'adaptation d'une chaussure au pied des clients grâce au rayonnement et bien sûr, on les utilisait pour la radiographie médicale. Encore là, on fit quelques erreurs, par exemple en radiographiant les femmes enceintes. Avec les années, on diminua la durée des examens et les quantités administrées. Cent ans après leur découverte, on se sert encore des rayons X en radiographie moderne. On les utilise aussi dans les scanners, pour effectuer des coupes du corps humain. Plusieurs autres techniques sont venues compléter les appareils des médecins : les ultrasons, l'imagerie par résonance magnétique nucléaire, la scintigraphie ou encore la tomographie par émission de positrons. Mais on ne se sert pas des rayons X seulement en médecine ; les services de sécurité les utilisent pour examiner le contenu des valises ou des conteneurs aériens et maritimes sur écran. Les policiers les exploitent afin d'analyser les fibres textiles et les peintures se trouvant sur le lieu d'un sinistre. En minéralogie, on peut identifier divers cristaux à l'aide de la diffraction des rayons X.

Production des rayons X

Les rayons X sont un rayonnement électromagnétique comme les ondes radio, la lumière visible, ou les infra-rouge. Cependant, ils peuvent être produits de trois manières très spécifiques :
- par radioactivité ;
- par des changements d'orbite d'électrons provenant des couches électroniques ; du fait de l'énergie importante de photons, les rayons X sont produits par des transitions électroniques faisant intervenir les couches internes, proches du noyau ; l'excitation donnant la transition peut être provoquée par des rayons X ou bien par un bombardement d'électrons, c'est notamment le principe de la spectrométrie de fluorescence X et de la microsonde de Castaing ;
- par accélération d'électrons (accélération au sens large : freinage, changement de trajectoire) ; on utilise deux systèmes :
- le freinage des électrons sur une cible dans un tube à rayons X : les électrons sont extraits d'une cathode de tungstène chauffée, accélérés par une tension électrique dans un tube sous vide, ce faisceau sert à bombarder une cible métallique (appelée anode ou anti-cathode) ; le ralentissement des électrons par les atomes de la cible provoque un rayonnement continu de freinage (ou Bremsstrahlung, terme allemand adopté internationalement) ;
voir l'article Tube à rayons X ;
- la courbure de la trajectoire dans des accélérateurs de particule, c'est le rayonnement dit « synchrotron ». Notez que dans le cas d'un tube à rayons X, on a à la fois un rayonnement continu (Bremsstrahlung) et un phénomène de fluorescence de la cible. La photo utilisée dans l'encart ci-dessus pour illustrer à la fois sciences physique et quantique est un diffractomètre à rayons X.

Propriétés des rayons X

Les principales caractéristiques des rayons X sont les suivantes ;:
- ils pénètrent facilement la « matière molle » (matière solide peu dense et constituée d'éléments légers comme le carbone, l'oxygène et l'azote) ; ils sont facilement absorbés par la « matière dure » (matière solide dense constituée d'éléments lourds) ; : c'est ce qui permet l'imagerie médicale (radiographie, scanner) : ils traversent la chair et sont arrêtés par les os ;
- ils sont facilement absorbés par l'air, par l'atmosphère; : de fait, les télescopes à rayons X (qui détectent les rayons X émis par les étoiles) doivent être placés dans des satellites, et les radiographies médicales, la source de rayons X doit être proche du patient ;
- l'ordre de grandeur de leur longueur d'onde étant celui des distances interatomiques dans les cristaux (métaux, roches...), ils peuvent diffracter sur ces cristaux ; : ceci permet de faire de l'analyse chimique, et plus précisément de l'analyse de phase par diffraction de rayons X (ou radiocristallographie) ;
- du fait de l'énergie importante des photons, ils provoquent des ionisations des atomes, ce sont des rayonnements dits « ionisants » ; : ceci donne naissance au phénomène de fluorescence X, qui permet une analyse chimique, mais cela modifie aussi les cellules vivantes, une exposition prolongée aux rayons X peut provoquer des brûlures (radiomes) mais aussi des cancer ; les personnels travaillant avec des rayons X doivent suivre une formation spécifique, être protégés et suivis médicalement (ces mesures peuvent être peu contraignantes si l'appareil est bien « étanche » aux rayons X).

Détection des rayons X

Les rayons X sont invisibles à l'œil, mais ils impressionnent les pellicules photographiques. Si l'on place un film vierge protégé de la lumière (dans une chambre noire ou enveloppée dans un papier opaque), la figure révélée sur le film donne l'intensité des rayons X ayant frappés la pellicule à cet endroit. C'est ce qui permis à Röntgen de découvrir ces rayons. Ce procédé est utilisé en radiographie médicale ainsi que dans certains diffractomètres (clichés de Laue, chambres de Debye-Scherrer). Il est aussi utilisé dans les système de suivi des manipulateurs : ceux-ci doivent en permanence porter un badge, appelé « film dosimètre », enfermant une pellicule vierge ; ce badge est régulièrement changé et développé par les services de santé pour contrôler que le manipulateur n'a pas reçu de dose excessive de rayons X. Comme tous les rayonnement ionisants, les rayons X sont détectés par les compteurs Geiger-Müller (ou compteur G-M). Si l'on diminue la tension de polarisation du compteur, on obtient un compteur dit « proportionnel » (encore appelé « compteur à gaz » ou « compteur à flux gazeux ») ; alors que le compteur G-M travaille à saturation, dans le compteur proportionnel, les impulsions électriques générées sont proportionnelles à l'énergie des photons X. Les rayons X provoquent aussi de la fluorescence lumineuse sur certains matériaux, comme l'iodure de sodium NaI. Ce principe est utilisé avec les « compteurs à scintillation » (ou « scintillateurs ») : on place un photodétecteur après un cristal de NaI ; les intensités des impulsions électriques récoltées par le photomultiplicateur sont elles aussi proportionnelles aux énergies des photons. De même qu'ils peuvent ioniser un gaz dans un compteur G-M ou proportionnel, les rayons X peuvent aussi ioniser les atomes d'un cristal semi-conducteur et donc generer des paires électron-trou de charges. Si l'on soumet un semi-conducteur à une haute tension de prépolarisation, l'arrivée d'un photon X va liberer une charge électrique proportionnelle à l'énergie du photon. Ce principe est utilisé dans les détecteurs dits « solides », notamment pour l'analyse dispersive en énergie (EDX ou EDS). Pour avoir une résolution correcte, limitée par l' énergie de seuil nécessaire à la création de charges, les détecteurs solides doivent être refroidis, soit avec une platine Peltier, soit à l'azote liquide. Les semi-conducteurs utilisés sont en général du silicium dopé au lithium Si(Li), ou bien du germanium dopé au lithium Ge(Li). Notons au passage que la faible température n'a pas d'effet direct sur la valeur de l' énergie de seuil, mais sur le bruit de fond. Il est possible en revanche d' utiliser des supraconducteurs (supraconductivité) maintenus à très basse température afin de faire usage d' énergie de seuil vraiment petite. Par exemple l' énergie de seuil nécessaire à la création de charge « libres » dans le silicium est de l' ordre de 3 eV, alors que dans le tantale supraconducteur, disons au dessous de 1 degrés Kelvin, elle est de 1 meV, soit 1000 plus faible. La diminution de la valeur de seuil à pour effet d'augmenter le nombre de charges créées lors de la déposition d'énergie, ce qui permet d'atteindre une meilleure résolution. Cette dernière est en effet limitée par les fluctuations statistiques du nombre de charge créées. L'amplitude de ces fluctuations peut s' estimer avec la Loi_de_Poisson. Des expériences récentes de détection d' un photon X à l'aide d' un calorimètre maintenu à très basse tempèrature ( 0.1 K) permettent d'obtenir une excellent résolution en energie. Dans ce cas, l' énergie du photon absorbé permet de chauffer un absorbeur, la différence de température est mesurée à l'aide d'un thermomètre ultra sensible. Afin de comparer les approches: le Si permet une précision de la mesure de l'ordre de 150 eV pour un photon de 6000 eV. Un senseur au Ta permet d'approcher 20 eV, et un calorimètre maintenu à 0.1 K a récemment démontré une résolution d' environ 5 eV, soit un pouvoir de resolution de l' ordre de 0.1 %. Il est utile de mentionner que les méthodes de détection cryogéniques ne permettent pas encore de fabriquer des senseurs possédant un grand nombre d'éléments d'images (pixel), alors que les senseurs basés sur les semi-conducteurs offrent des « caméra » à rayons X avec plusieurs milliers d' éléments. De plus, les taux de comptage obtenus par les senseurs cryogéniques sont limité, 1000 à 10'000 cps par pixel.

Rayons X en cristallographie

L'analyse des cristaux par diffraction de rayons X est aussi appelée radiocristallographie. Ceci permet soit de caractériser des cristaux et de connaître leur structure (on travaille alors en général avec des monocristaux), soit de reconnaître des cristaux déjà caractérisés (on travaille en général avec des poudres polycristallines). diffraction Pour travailler avec un monocristal, on utilise l'appareil ci-contre:
- Les rayons X sortent par le tube vertical en haut ;
- le cristal au centre de la photo est trop petit pour être vu ; il est fixé à l'extrémité d'une fine aiguille de verre manipulée par la tête goniométrique sur la droite (qui ressemble au barillet d'une perceuse) et permet selon trois axes successifs (un vertical, un à 45° et un horizontal) de tourner le cristal dans toutes les orientations tout en le maintenant dans le faisceau de rayons X ;
- une caméra vidéo (en noir en haut à gauche) permet de contrôler que le cristal est bien centré;
- un puits en bas au mileu est tenu par une lame: le puits sert à arréter les rayons x direct qui n'ont pas interagi avec le cristal ;
- un système de refroidissement (à gauche, tube avec des lettres en rouge) permet de refroidir le cristal ;
- n'est pas visible sur la photo le détecteur rayons X qui est depuis quelques années une caméra CCD permettant de remplacer à la fois les plaques photos et les compteurs ;
- n'est pas visible aussi la source de rayons X et son monochromateur focaliseur qui est composé d'une multicouche miroir à rayons X ;
- n'est pas visible l'informatique d'acquisition des données expérimentales. Utilisé en géologie et en métallurgie, c'est aussi un outil de biophysique, très utilisé en biologie pour déterminer la structure des molécules du vivant, notamment en cristallogénèse (c'est l'art de fabriquer des monocristaux avec une molécule pure) ; dans ce cadre, un monocristal de la molécule est mis dans un faisceau de rayons X monochromatiques et la diffraction observée pour différentes position du cristal dans le faisceau de rayons X (manipulé par un goniomètre) permet de déterminer non seulement la structure du cristal, mais aussi et surtout la structure de la molécule. C'est notamment par radiocristallographie que James Watson, Francis Crick et leurs collaborateurs ont pu déterminer la structure hélicoïdale de l'ADN en 1953.

Voir aussi

- diffractomètre
- multicouche

Liens externes

- [http://www-cxro.lbl.gov/ Center for X-ray optics] (CXRO)
- [http://xdb.lbl.gov/ X-Ray Data Booklet]
- [http://physics.nist.gov/PhysRefData/Xcom/Text/XCOM.html XCOM: Photon Cross Sections Database]
- [http://www2.unil.ch/spul/allez_savoir/as1/1.1_rayonsx.html Le « rayon invisible qui pénètre les corps » a 100 ans cette année], Université de Lausanne

Autre acception

« X-ray » est aussi l'épellation de la lettre X dans l'alphabet radio international. Catégorie:Cristallographie Catégorie:Histoire de la physique Catégorie:Radiologie Catégorie:Spectre électromagnétique ja:X線 ko:X선 ms:Sinar-X

Cycle solaire

Les taches solaires

Le nombre de Wolf ou Sunspot Number

R=k(t+10g)

La mesure du flux radioélectrique solaire

Voir aussi

Lien interne

- Changements climatiques

Lien externe

- [http://system.solaire.free.fr/soleilactivite.htm Activités solaires]

Chromosphère

Catégorie:Soleil Catégorie:Soleil]] La chromosphère est la couche de gaz de couleur rose, transparente pour la lumière visible qui entoure la photosphère. Son épaisseur est de l'ordre de quinze milliers de km. Elle n'est visible que lors d'une éclipse totale de Soleil ou à l'aide d'instruments adaptés. Contrairement à l'intérieur du Soleil, la température dans la chromosphère augmente au fur et à mesure que l'on s'éloigne du Soleil, en même temps que la pression diminue. C'est dans la chromosphère que jaillissent les spicules (filets de gaz s'échappant à très haute vitesse), les protubérances et les éruptions solaires, jets de gaz et de matière de plusieurs centaines de milliers de km de hauteur. Les protubérances peuvent être éruptives lorsqu'elles éjectent de la matière dans l'espace ; elles ressemblent souvent à des ponts aux arches de plusieurs dizaines de milliers de kilomètres de portée. Le plasma qui constitue la chromosphère est très peu dense puisque la densité électronique N_e ne dépasse pas 10¹⁸ électrons par m³. ja:彩層

Physique des plasmas

ko:플라즈마 ja:プラズマ catégorie:Physique

Introduction

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

Qu'est ce qu'un plasma ?

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

Exemples

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

La physique

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

Température des espèces

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

E \sim k_B T

, où

k_B

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

T_i \ll T_e

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

Autres caractérisations

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

\alpha

: ::

\alpha = \frac

avec

n_e

densité électronique et

n_n

densité de neutre.
Si

\alpha << 1

alors le plasma sera dit «faiblement» ionisé et si

\alpha\approx 1

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

\nu_>>\nu_, \nu_

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

\nu_<\nu_, \nu_

- Le paramètre plasma

\Gamma

: ::

\Gamma\approx\frac\approx\frac

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

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

\Gamma<1

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

\Gamma>1

le plasma est fortement corrélé.

Concepts fondamentaux

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

F=qv\times B

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

Zn_i + n_e = 0

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

\frac << 1

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

\bar n_e

. Une perturbation de cette densité sera

n_e

alors le plasma sera caractérisé par une densité électronique

\bar n_e + n_e

. On posera souvent comme hypothèse

\bar n_e >> n_e

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

n_e = n_i

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

\lambda_D

Situation initiale Situation à l'équilibre

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

\lambda_D = \sqrt

- Perturbation d'un plasma

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

\omega_p = \sqrt

Les ordres de grandeurs

Traitement mathématiques

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

Les champs de recherche et d'applications

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

Liens externes

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

Orage magnétique

Un orage magnétique (syn. : tempête magnétique) provoque des fluctuations brusques et intenses du magnétisme terrestre liées aux variations de l'activité solaire.

Les effets principaux

- La variation de la direction de l'aiguille de la boussole ;
- les fluctuations de l'intensité de l'induction magnétique, principalement la composante horizontale ;
- le bruit électrique induits dans les câbles téléphoniques ;
- les perturbations importantes de la propagation ionosphèrique des ondes radioélectriques ;
- les apparitions des aurores polaires.

Les différents types

- L'orage à début brusque (SSC : Storm Sudden Commencent) qui touche toutes les latitudes, plus intenses pendant les maxima du cycle solaire et suivant les éruptions solaires (chromosphériques) de quelques dizaines d'heures, il est accompagné d'une intense émission de rayons UV affectant les couches ionosphériques D et E s'ajoutant à des averses de protons rapides ;
- l'orage à début progressif : d'intensité moyenne, aux conséquences plus localisées et se produisant souvent avec une certaine régularité correspondant à la période de rotation du Soleil sur lui-même. La surveillance de l'activité solaire peut aider à prédire certaines perturbations dans la propagation des ondes dont les conséquences peuvent être graves pour les télécommunications. Catégorie:Atmosphère

Électron

L'électron est une particule élémentaire portant une charge électrique fondamentale négative égale à -1,6 × 10^-19 coulomb La masse d'un électron est d'environ 9,11 × 10^-31 kg, ce qui correspond à environ 1/1 800 de la masse d'un proton. L'électron fait partie de la famille des leptons(fermion), et est de ce fait considéré, en l'état actuel des connaissances, comme étant une particule fondamentale (c'est-à-dire qu'il ne peut pas être brisé en de plus petites particules). lepton d'hydrogène montrées en sections transversales avec un code des couleurs représentant la probabilité de densité]] Le volume occupé par cette particule est extrêmement petit. Quelle que soit son éventuelle forme, si ce mot a encore un sens pour ce genre d'objet, sa largeur est en tous les cas inférieure à 10^-18 mètre, soit un millionnième de millionnième de millionnième de mètre. Les atomes sont constitués d'un noyau atomique (lui-même constitué de nucléons: les protons et les neutrons) entouré par un nuage électronique. L'électron est un fermion : il possède ainsi un spin 1/2 et suit la statistique de Fermi-Dirac. L'anti-particule associée à l'électron est le positron (ou positon). C'est en bougeant des électrons que l'on fait:
- un courant
- un champ magnétique
- de la lumière
- des rayons X
- marcher toute l'électronique actuelle
- de la microscopie électronique ou à effet tunnel
- de la chimie, des particules élémentaires, de l'énergie,de la photosynthèse, de la biologie,ou de l'électrodynamique quantique relativiste!
- fonctionner des ordinateurs ou notre cerveau! C'est pour cela que l'électron est l'en tête de l'électromagnétisme

Électricité

L'électricité, ou courant électrique, est définie par un flux net d'électrons, d'ions ou de trous d'électrons (défauts ponctuels des cristaux) ; dans le cas d'un flux d'électrons, ceux-ci sont libérés des noyaux des atomes. Par analogie, on peut comparer le courant électrique au déplacement de moutons (électrons) dans une direction alors que le berger (noyau atomique) reste immobile. Le courant électrique peut être mesuré directement à l'aide d'un galvanomètre (ampèremètre ultra-sensible). Contrairement à ce que semble indiquer son nom, lélectricité statique ne correspond pas du tout à un flux d'électrons. Le terme charge statique, mieux approprié, se réfère à un corps possédant plus, ou moins, d'électrons que ce qui est nécessaire pour contrebalancer la charge positive des protons. On dit que le corps considéré est chargé négativement si l'on est en présence d'un excès d'électrons. Dans le cas contraire, le corps est dit chargé positivement. Enfin, si le nombre d'électrons est égal au nombre de protons, le corps est dit électriquement neutre. La charge électrique peut être directement mesurée à l'aide d'un électromètre.
Dualité onde particule
Comme toutes les particules élémentaires, l'électron est sujet à la dualité onde-particule. Il se comporte tantôt comme une onde, tantôt comme une particule. Dans le tube cathodique d'une télévision, par exemple, l'électron se comporte comme un particule (il a une trajectoire, contrôlée par un champs magnétique, et entre en collision avec l'écran). Lorsqu'il est dans un atome, l'électron se comporte comme une onde stationnaire. La forme des ondes stationnaires des électrons périphériques d'un atome détermine les liaisons possibles que cet atome peut avoir dans une molécule. Le comportement ondulatoire de l'électron s'applique aussi à échelle macroscopique, comme dans l'expérience des fentes de Young. Dans cette expérience, l'électron se déplace sur une distance de l'ordre du mètre, et entre en collision avec un écran. Mais il n'a pas eu de trajectoire entre son point de départ et l'arrivée. Sur le trajet, il s'est comporté comme une onde. Ce phénomène, admis pour la lumière, est beaucoup plus intriguant quand il s'applique à des particules de masse non nulle, comme l'électron.
Histoire
L'électron fut découvert en 1897 par J. J. Thomson au laboratoire Cavendish de l'université de Cambridge alors qu'il étudiait les rayons cathodiques. Voir aussi : Historique des modèles de l'atome
Détails techniques
En mécanique quantique ou plus exactement en électrodynamique quantique, l'électron est décrit par l'équation de Dirac. Dans le modèle standard de la physique des particules, il forme un doublet SU(2) avec le neutrino électronique avec lequel il interagit par l'intermédiaire de l'interaction faible. L'électron possède deux partenaires de même charge mais plus massifs : le muon et le tauon.
Voir aussi

- Électron Auger
- Effet photoélectrique
- Photoélectron
- Électron excité
- Particule bêta
- Mobilité de l'électron Electron Electron ja:電子 ko:전자 simple:Electron th:อิเล็กตรอน

Vitesse de la lumière

La vitesse de la lumière a été mesurée dès le par l'astronome danois Ole Christensen Rømer qui avait observé en 1676 un retard de quinze minutes dans l'occultation prédite d'Io, un satellite de Jupiter et l'attribua au changement du délai de transmission (dû au changement des distances relatives entre la Terre et Jupiter). La vitesse de la lumière fut alors estimée à 200 000 kilomètres par seconde, environ 35% en dessous de sa vraie valeur du fait des incertitudes de l'époque sur la taille de l'orbite de la Terre. Ce résultat fascinera plus tard Voltaire, qui en parlera dans ses ouvrages. Rømer invalidait ainsi un résultat de Galilée qui, expérimentant avec un aide muni d'une lanterne, avait cru que la lumière se transmettait de façon instantanée.

La vitesse de la lumière dans le vide

D'après les théories de la physique moderne, et notamment les équations de Maxwell, la lumière visible et toutes les ondes électromagnétiques ont une vitesse constante dans le vide, la vitesse de la lumière. On la considère donc comme une constante physique notée c (du latin celeritas, « vitesse »). Mais elle n'est pas seulement constante (pense-t-on) en tous les endroits (et à tous les âges) de l'univers (principes cosmologiques faible et fort, respectivement) ; elle l'est également dun repère inertiel à un autre (principe d'équivalence restreint). En d'autres termes : quel que soit le repère inertiel de référence d'un observateur ou la vitesse de l'objet émettant la lumière, tout observateur obtiendra la même mesure. Aucun objet matériel ni aucun signal ne peut voyager plus vite que c dans le cadre des théories existantes. Seuls peuvent « voyager » plus vite que c des fronts virtuels (l'ombre portée à grande distance d'un objet en rotation, par exemple), et on ne peut bien entendu pas s'en servir pour transmettre un signal. Ce ne sont en fait même pas des objets à proprement parler. L'expérience d'Alain Aspect montre qu'un observateur peut être informé instantanément, par une mesure sur une particule proche, de l'état d'une particule lointaine, mais il n'y a pas là non plus de réelle transmission de signal. La vitesse de la lumière dans le vide est notée c : :c = 299 792 458 mètres par seconde Cette valeur est « exacte » par définition, puisque depuis 1983, le mètre est défini à partir de la vitesse de la lumière dans le vide dans le système international d'unités [1].
Interaction de la lumière avec la matière

- la vitesse de la lumière est toujours inférieure à c dans un milieu qui contient de la matière, cela d'autant plus que la matière est plus dense ;
- dans un milieu dit biréfringent, la vitesse de la lumière dépend aussi de son plan de polarisation ;
- la différence de vitesse de propagation de la lumière dans des milieux différents est à l'origine du phénomène de réfraction. Cependant, la vitesse de la lumière, sans autre précision, s'entend généralement pour la vitesse de la lumière dans le vide.
Pourquoi est-ce la plus grande vitesse possible ?
réfraction La vitesse de la lumière n'est pas une vitesse limite au sens conventionnel. Nous avons l'habitude d'additionner des vitesses, par exemple nous estimerons normal que deux voitures roulant à 60 kilomètres à l'heure en sens opposés se voient l'une et l'autre comme se rapprochant à une vitesse de 60 km/h + 60 km/h = 120 km/h. Et cette formule approchée est parfaitement légitime pour des vitesses de cet ordre (60 km/h = 16,67 m/s). Mais, lorsque l'une des vitesses est proche de celle de la lumière, un tel calcul classique s'écarte trop des résultats observés ; en effet, dès la fin du , diverses expériences (notamment, celle de Michelson) et observations laissaient apparaître une vitesse de la lumière dans le vide identique dans tous les repères inertiels. Minkowski, Lorentz, Poincaré et Einstein introduisirent cette question dans la théorie galiléenne, et s'aperçurent de la nécessité de remplacer un principe implicite et inexact par un autre compatible avec les observations :
- il fallait renoncer à l'additivité des vitesses (admise par Galilée sans démonstration) pour la lumière ;
- introduire un nouveau concept, la constance de c (constaté par l'expérience). Einstein En tournant la manivelle à calculs, il se dégagea que la nouvelle formule de composition comportait un terme correctif en 1/(1+vw/c²), de l'ordre de 2,7×10^-10 seulement à la vitesse du son. L'effet devient plus visible lorsque les vitesses dépassent c/10, et spectaculaire à mesure que v/c se rapproche de 1 : deux vaisseaux spatiaux voyageant l'un vers l'autre à la vitesse de 0,8×c (par rapport à un observateur entre les deux), ne percevront pas une vitesse d'approche (ou vitesse relative) égale à 1,6×c, mais seulement 0,96×c en réalité (voir tableau ci-contre). Ce résultat est donné par la transformation de Lorentz : : $u =$ où v et w sont les vitesses des vaisseaux spatiaux, et u la vitesse perçue d'un vaisseau depuis l'autre. Ainsi, quelle que soit la vitesse à laquelle se déplace un objet par rapport à un autre, chacun mesurera la vitesse de l'impulsion lumineuse reçue comme ayant la même valeur : la vitesse de la lumière ; par contre, la fréquence d'un rayonnement électromagnétique transmis entre deux objets en déplacement relatif sera modifiée par effet Doppler-Fizeau. Albert Einstein unifia les travaux de ses trois collègues en une théorie de la relativité homogène, appliquant ces étranges conséquences à la mécanique classique. Les confirmations expérimentales de la théorie de la relativité furent au rendez-vous, à la précision des mesures de l'époque près. Dans le cadre de la théorie de la relativité, les particules sont classées en trois groupes :
- les bradyons, particules de masse au repos réelle et positive, se déplacent à des vitesses inférieures à c ;
- les luxons, particules de masse au repos nulle, se déplacent uniquement à la vitesse c dans le vide ;
- les tachyons, hypothétiques particules de masse au repos imaginaire, se déplaceraient à des vitesses supérieures à c ; la plupart des physiciens considèrent que ces particules n'existent pas (pour des raisons de causalité), bien que la question ne soit toujours pas close. Les masses au repos combinées avec le facteur multiplicatif $\gamma = 1 / \sqrt$ donnent une énergie réelle pour chacun des groupes définis précédemment.
Voir aussi

Bibliographie

- M. Tompkins, ouvrage de vulgarisation du physicien George Gamow. Dans l'un des chapitres, la vitesse de la lumière est ramenée à 30 km/h environ et l'auteur en décrit les effets sur la circulation urbaine.
Lien interne

- théories d'une vitesse de lumière variable
Lien externe

- [1] Le système international d'unités p 17, Bureau international des poids et mesures, 7 éd. (1998) http://www1.bipm.org/utils/fr/pdf/brochure-si.pdf Catégorie:Astronomie Catégorie:Métrologie Catégorie:Relativité Catégorie:Optique Catégorie:Constante fondamentale als:Lichtgeschwindigkeit ja:光速度 ko:빛의 속도 ms:Kelajuan cahaya simple:Speed of light th:อัตราเร็วของแสง

Rayonnement synchrotron

Principe

Synchrotrons, synchro-cyclotrons et cyclotrons réfèrent à différents types d'accélérateurs circulaires. Dans de tels accélérateurs un champ magnétique intense permet d'accélèrer un faisceau de particules. Or, d'après les équations de Maxwell, toute particule chargée se déplaçant de façon non-uniforme (par exemple sur une trajectoire circulaire) émet un rayonnement électromagnétique. Dans le cas d'un synchrotron ces particules sont généralement des électrons (plus rarement des positrons) et tournent à des vitesses relativistes. On peut donc dire que le rayonnement synchrotron est un rayonnement électromagnétique émis par des électrons qui tournent dans un anneau de stockage.

Propriétés

Ce rayonnement dépend de la vitesse des électrons mais couvre une très large partie du spectre électromagnétique : de l'infrarouge aux rayons X durs. Il est alors possible soit d'utiliser une gamme spectrale étendue (spectroscopie infrarouge à transformée de Fourier, diffraction de Laüe), soit plus habituellement de monochromatiser ce faisceau blanc pour ne travailler qu'avec une bande très étroite de fréquences lumineuses. Dans le cadre de certaines expériences, absorption de rayons X EXAFS ou XANES par exemple, la possibilité de faire varier finement l'énergie du faisceau est un atout fondamental et permet de sonder précisément certaines transitions énergétiques. Le rayonnement synchrotron est particulièrement brillant (intense et focalisé), il peut l'être 10000 fois plus que la lumière solaire. Dans la gamme des rayons X durs, la faible divergence du faisceau permet la mise en œuvre de méthodes de micro-imagerie, à l'échelle de quelques fractions de micromètre sur les lignes les plus performantes. En outre, le rayonnement synchrotron est :
- assez facilement calculable ;
- très stable par rapport aux sources classiques ;
- polarisé (anisotropie) ;
- pulsé (observation de cinétiques ultra-rapides) ;
- et permet de travailler en cohérence de phase (diffraction cohérente, imagerie de contraste de phase).

Applications

Les applications sont nombreuses :
- en biologie (cristallographie de protéines, dichroïsme circulaire...)
- en science des matériaux à vocation fondamentale ou appliquée (imagerie, diffraction)
- en physique et en chimie fondamentale ;
- en micro-fabrication (lithographie X profonde). Catégorie:Physique quantique

Rayon cosmique

ja:宇宙線 Catégorie:Astrophysique Catégorie:Physique des particules Catégorie:Spectre électromagnétique Le rayonnement cosmique est un flux de particules chargées électriquement se déplaçant à très grande vitesse. Il s'agit principalement de protons (entre 85 et 90 %) et de noyaux d'hélium ou hélions (de 9 à 14 %), le reste étant constitué d'électrons, de différents nucléons (noyaux d'atomes) et autres particules élémentaires. En 1912, le physicien autrichien Viktor Franz Hess découvre l'existence de radiations dont l'intensité augmente avec l'altitude. Il en conclut à l'origine cosmique de ce rayonnement. Les gerbes atmosphériques, découvertes en 1938 par l'astronome français Pierre Auger sont des faisceaux de particules secondaires provoqués par l'impact de particules primaires provenant de l'espace avec les atomes de la haute atmosphère. Ces particules ont une énergie qui peut atteindre 10²⁰ eV (électron-volt). Ce sont les particules secondaires qui sont détectées au sol. La provenance de ces flux de particules est encore en partie un mystère qui devrait bientot s'éclaircir avec la mise en service depuis 2004 de l'Observatoire Pierre Auger à Malargue en Argentine. Pour les particules les plus puissantes (les zetta-particules, au-delà de 5
- 10¹⁹ eV) les observations restent encore très peu nombreuses (moins d'une gerbe par an dans des observatoires très spécialisés comme le Fly's Eye de l'université de l'Utah ou l'Akeno Giant Air Shower Array). Les phénomènes physiques à l'origine sont mal connus et font certainement appels aux phénomènes astronomiques les plus énergétiques connus dans la nature : Noyau Actif de Galaxie, Sursaut gamma, trou noir... Le Soleil est en partie responsable du rayonnement cosmique mais les particules les plus énergétiques proviennent de l'espace interstellaire et intergalactique ; elles auraient pour origine l'explosion de supernovae, selon l'hypothèse émise en 1949 par le physicien italien Enrico Fermi, (non confirmée actuellement). Les rayons cosmiques participent à la formation des ceintures de Van Allen.

Chromosphère

Orage magnétique

Un orage magnétique (syn. : tempête magnétique) provoque des fluctuations brusques et intenses du magnétisme terrestre liées aux variations de l'activité solaire.

Les effets principaux

Les différents types

Neandertal

L'home de Neandertal o simplement Neandertal és una espècie del gènere Homo que va viure a Europa i parts d'Àsia occidental durant la darrera edat de gel. Sembla que eren molt ben adaptats al fred extrem, però potser van tenir dificultats per adaptar-se als canvis climàtics que es van produir al final de l'edat de gel. Els primers fòssils es van trobar l'any 1856 a Felhofer, a prop de Düsseldorf, a la vall de Neander (Alemanya). En alemany a aquesta vall se la coneix com a Neander Thal, d'on prové el nom científic neanderthalensis. L'espècimen tipus és el Felhofer o Neandertal 1. El seu lloc a la classificació científica s'ha debatut durant molt de temps, de vegades qualificant-lo com subespècie de lHomo sapiens (Homo sapiens neanderthalensis), però actualment sembla que hi ha acord en considerar que pertany a una espècie a part (Homo neanderthalensis). Els estudis d'ADN indiquen que els Neandertal es troben fora del rang de variació observat a l'home modern. L'home de Neandertal es caracteritza per la seva gran capacitat craniana (1.600 cm³), una estructura corporal massissa i robusta, el front petit, la cara prognata, el maxil·lar superior prominent i arcs ciliars molt pronunciats. Eren d'estatura més o menys baixa, amb les extremitats curtes, amb unes proporcions semblants a les dels homes moderns que viuen en climes freds. Culturalment, cal destacar el fet que són els primers homínids que enterraven els seus morts. Eren grans caçadors, forts i probablement adaptats al fred, i fabricaven armes més complexes que les fets per lHomo erectus. El Neandertal es troba per tota Europa i Orient Mitjà. Les formes d'Europa Occidental són més robustes, i es coneixen com a "Neandertal clàssic". Els Neandertals d'altres llocs tendeixen a ser menys robustos. Van aparèixer fa uns 150.000 anys i es van extingir bruscament fa uns 30.000 anys.

Neanderthal o Neandertal?

Homo erectus Els primers fòssils es varen trobar a la vall del Neander, "Neander Thal" en alemany. Al 1904 hi va haver una reforma ortogràfica per tal d'adequar l'escriptura a la pronúncia, i aleshores "Thal" va esdevenir "Tal". Al 1952 Henri Vallois va proposar que s'escribís tal i com ho fan els alemanys. A partir d'aquí la forma Neandertal ha guanyat força popularitat. Sembla ser però que la forma amb "h" és més popular. Pel que fa al nom científic, s'ha de tenir en compte que un cop publicats, queden fixats "per sempre" (les regles de nomenclatura prohibeixen canvis en la forma de lletrejar els noms), i per tant, Homo neanderthalensis —amb "h"— és la única forma vàlida. Com a dada curiosa, la vall rep el nom a partir d'un predicador de finals del segle XVII, Joachim Neumann, que donava passejos per aquelles contrades i va escriure himnes que encara avui en dia es canten. Neumann feia servir el pseudònim "Neander", la traducció al grec del seu cognom, que vol dir "home nou". És curiós que la "Vall de l'Home Nou" ha acabat donant nom a una nova espècie d'home!!

Enllaços

- Espècies d'homínids a The Talk.Origins Archive: [http://www.talkorigins.org/faqs/homs/species.html#neandertals Neandertals] (anglès) Sobre l'escriptura Neandertal/Neanderthal, (en anglès):
- The Talk.Origins Archive [http://www.sfwriter.com/hotal.htm Neanderthal or Neandertal?]
- The Robert J. Sawyer Site [http://www.talkorigins.org/faqs/homs/spelling.html neanderthal or Neandertal?] Categoria:Homo als:Neandertaler ja:ネアンデルタール人

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Mocky
Mocky is a pop music perfomer born Dominic Salole in Toronto, Ontario who later moved to Berlin, Germany. He has been a member of the groups The Puppetmastaz and Son. Mocky released the 2005 hit "Catch a Moment in Time" featuring Taylor Savvy. He also does work with fellow Canadians Peaches,

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