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Type Spectral

Type spectral

Catégorie:Classification Catégorie:Étoile Catégorie:Physique stellaire En astronomie, les étoiles présentent quatre caractéristiques principales: leur température de surface, leur gravité à la surface, leur masse et leur luminosité. Ces caractéristiques ne sont pas indépendantes les unes des autres et ne sont pas directement mesurables. Si vous observez attentivement le ciel, vous remarquerez que les étoiles ne sont pas toutes blanches : certaines sont rouges, d'autres bleutées. Elles se présentent dans une variété de couleurs déterminées par leur température de surface. Les étoiles chaudes sont bleues tandis que les étoiles froides sont rouges. Dans un ordre croissant de température, une étoile sera rouge, orange, jaune, blanche, bleue et violette. Cet ordre de couleur peut sembler étrange: on associe souvent le rouge au chaud et le bleu au froid. Mais souvenez-vous du forgeron qui, autrefois dans les campagnes, chauffait le fer au blanc. Le fer chauffé change de couleur à mesure que sa température s'élève: il rougit d'abord, vire au jaune ensuite et finit au blanc. Si on le chauffait davantage, il deviendrait bleuté. A priori, on pourrait classer les étoiles selon leur température de surface en utilisant la loi de Wien, mais ceci pose quelques difficultés. Les caractéristiques spectrales permettent de classer les étoiles différemment, en utilisant indirectement des informations qui concernent leur température ou leur gravité. En effet, les raies d'absorption présentes dans le spectre électromagnétique des étoiles ne peuvent être observées que dans une certaine gamme de température car ce n'est que dans cette gamme que les niveaux énergétiques atomique relatifs à ces raies sont peuplés. De même, la largeur des raies d'absorption dépend de la gravité à la surface de l'étoile et donc de sa luminosité.

Diagramme de Hertzsprung-Russell

Au début du , Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell étudièrent la relation entre la luminosité et la température de surface des étoiles. Ils arrivèrent indépendamment à la conclusion que la majorité des étoiles se trouvent dans une région précise d'un graphique luminosité-température. On désigne maintenant un tel graphique « diagramme de Hertzsprung-Russell » (ou plus simplement « diagramme HR »). En effet, 80% des étoiles se situent sur une bande diagonale du graphique. On appelle cette bande « séquence principale ». Elle démontre une relation de proportionnalité entre la température et la luminosité. La plupart des étoiles s'y retrouvent puisqu'elles y passent la plus grande partie de leur vie. Les étoiles situées en dehors de la séquence principale sont soit au début ou à la fin de leur vie. Ce sont, sauf pour les naines blanches, des phases transitoires de plus ou moins courte durée. Ainsi, une étoile se déplace sur le diagramme. À la fin de sa vie, elle quitte la séquence principale et devient une géante puis une naine blanche (voir vie et mort des étoiles). Il existe deux méthodes de classification spectrale communément utilisées : la classification de Harvard et celle de Yerkes.

La classification de Harvard

Cette méthode fut développée à l'observatoire de Harvard au début du par Henry Draper. Après la mort de Draper, sa veuve légua à l'observatoire une somme d'argent pour continuer le travail de classification. La plus grande partie de ce travail fut effectué par les « filles » de l'observatoire, principalement Annie Jump Cannon et Antonia Maury en se basant sur le travail de Williamina Fleming. Ce travail s'acheva par la publication du Henry Draper Catalogue (HD) entre 1918 et 1924. Le catalogue contenait 225 000 étoiles jusqu'à la neuvième magnitude. La classification de Harvard est basée sur des raies d'absorption qui sont surtout sensibles à la température plutôt qu'à la gravité de surface. Les différentes classes et leur température sont les suivantes: Pour mémoriser l'ordre des types spectraux (OBAFGKM), les anglophones utilisent la phrase « Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me! », ce qui se traduit par « Oh! Sois une gentille fille/un gentil gars, embrasse-moi »; il en existe de nombreuses variantes. En français, on pourrait dire : « Observez bien au firmament : grandiose kaléidoscope multicolore ! » La raison de l'arrangement étrange des lettres est historique. Quand les premiers spectres d'étoiles furent pris, on remarqua que la raie de l'hydrogène variait beaucoup et l'on classa les étoiles selon l'intensité de la raie de Balmer : de A, la plus forte, à Q, la plus faible. Puis les raies d'autres éléments chimiques vinrent en jeu : les raies H et K du calcium, la raie D du sodium, etc. Plus tard, il apparut que beaucoup de ces classes se chevauchaient et furent retirées. Ce n'est que bien plus tard encore qu'on découvrit que l'intensité des raies dépendait essentiellement de la température de surface de l'étoile.

diagramme de Hertzsprung-RussellImage:H-R diagram-fr-petit.png
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Actuellement, ces classes sont subdivisées à l'aide des chiffres (0-9) : A0 pour les étoiles les plus chaudes de la classe A et A9 pour les moins chaudes. Par exemple, notre soleil est une étoile de type G2. Plus récemment, la classification a été étendue en W O B A F G K M L T et R N C S, où W sont les étoiles de Wolf-Rayet, L et T représentent des étoiles extrêmement froides : des naines brunes, et R N C S sont utilisés pour les étoiles carbonées.
- Les étoiles de classes O sont très chaudes et très lumineuses et de couleur bleue. Par exemple, Noas, dans la constellation de la poupe, brille près d'un million de fois plus fort que le Soleil. Ces étoiles possèdent des raies d'hélium intenses et des raies d'hydrogène assez faibles, elles émettent principalement dans l'ultraviolet. Ces étoiles sont si énergétiques qu'un grand nombre perd de la matière qui forme alors des cocons donnant des raies en émission (type Oe pour les émissions dans l'hydrogène, type Of pour les émissions dans HeII, NIII). hydrogène
- Les étoiles de classe B sont aussi très lumineuses; Rigel, dans la constellation d'Orion est une supergéante bleue de classe B. Leur spectre possède des raies d'hélium neutre et les raies d'hydrogène sont assez faibles. Les étoiles de type O et B sont si puissantes qu'elles ne vivent que fort peu de temps. Elles ne s'écartent donc que peu de l'endroit où elles se sont formées. Ainsi, elles ont tendance à s'assembler en ce qu'on appelle des associations OB1 qui regroupent ces étoiles au sein d'un immense nuage moléculaire. L'association OB1 d'Orion forme un bras entier de la Voie lactée et contient toute la constellation d'Orion. Il faut noter que c'est la présence d'étoiles très brillantes et non leur nombre qui font que les bras des galaxies paraissent plus brillants. On peut rajouter que parmi les 100 étoiles les plus brillantes, 1/3 sont des étoiles de type B. galaxie
- Les étoiles de classe A sont parmi les plus communes visibles à l'œil nu. Deneb dans la constellation du cygne et Sirius, l'étoile la plus brillante, sont deux étoiles de classe A. Comme toutes celles de ce type, elles sont blanches, leur spectre possède des raies d'hydrogène assez intenses et montre plus faiblement la présence de métaux ionisés. Beaucoup de naines blanches sont de classe A. naines blanches
- Les étoiles de classe F sont encore très lumineuses, et sont en général des étoiles de la séquence principale, comme Fomalhaut dans la constellation du poisson austral, Canopus, l'Etoile Polaire, Procyon A. Leur spectre est caractérisé par des raies d'hydrogène plus faibles et la présence de métaux ionisés (FeI, FeII, TiII, CaI, Ca II, MgI, etc.). Leur couleur est blanche avec une légère teinte de jaune. poisson austral
- Les étoiles de classe G sont les mieux connues, pour la seule raison que notre Soleil est de cette classe. Elles possèdent des raies d'hydrogène encore plus faibles que celles de classe F et des raies de métaux ionisés ou neutres. Les raies du CaII H & K sont très prononcées. Peu de supergéantes sont de ce type car généralement elles oscillent entre O et B ou entre K et M. Le type G est l'un des derniers (outre K et M, ci-dessous) où l'on distingue encore (étant donné la température de 5000 à 6000K) des raies moléculaires encore assez fortes (CH, CN). supergéante
- Les étoiles de classe K sont des étoiles de couleur orange, légèrement moins chaudes que le Soleil. Certaines, comme Antarès, sont des géantes alors que d'autres, comme Alpha Centauri sont des étoiles de la séquence principale. Elles possèdent des raies d'hydrogène très faibles, voire inexistantes, et surtout des raies de métaux neutres. Quelques composés moléculaires y sont visibles: CH, CN, CO, ainsi que les larges bandes de TiO (oxyde de titane) pour les plus froides. titane
- Les étoiles de classe M sont les plus nombreuses. Toutes les naines rouges, soit 90% des étoiles existantes, sont de ce type, comme par exemple Proxima Centauri. La plupart des géantes et certaines supergéantes, comme Arcturus et Bételgeuse, de même que les étoiles variables de type Mira sont également de ce type. Leurs spectres montrent des raies correspondant à des molécules (CN, CH, CO, TiO, VO, MgH, H2,etc.) et des métaux neutres, les raies de oxyde de titane peuvent être très intenses et l'hydrogène en est généralement absent. titane titane
- Les étoiles de la nouvelle classe L sont de couleur rouge très foncé et illuminent surtout dans l'infrarouge. Leurs gaz sont assez froids pour que les hydrures de métaux et les métaux alcalins prédominent dans leur spectre.
- Les étoiles de classe T se trouvent à l'extrémité de l'échelle. Ce sont soit des étoiles à peine assez massives pour pouvoir effectuer des réactions de fusion nucléaire, soit des naines brunes (quasi-étoiles dépourvues de fusion nucléaire). Elles émettent peu ou pas de lumière visible, mais seulement des infrarouges. Leur température de surface peut être aussi basse que 600 C, ce qui permet la formation de molécules complexes, comme le confirme l'observation de raies de méthane dans le spectre de certaines de ces étoiles.
- les étoiles de classe R, N S et C sont les étoiles carbonées, des étoiles géantes ayant une forte proportion en carbone. Elles correspondent à une classification en parallèle avec les étoiles de classe G à M et ont été récement unifiées en une unique classe C. Les étoiles de classe S se situent à mi-chemin entre les étoiles carbonées et ceux de classe M et possèdent dans leur spectre des raies d'oxyde de zinc plutôt que de titane. Elles ont une abondance en oxygène et carbone presque identique, les deux éléments se trouvant presque exclusivement sous forme de monoxyde de carbone (CO). Quand une étoile est assez froide pour que du CO puisse se former, celle-ci consomme un maximum d'oxygène et de carbone et il ne reste plus que l'élément en excès : l'oxygène dans les étoiles de la séquence principale, le carbone dans les étoiles carbonées et à peu près rien dans les étoiles de classe S. En réalité, il existe une continuité entre les étoiles de la séquence principale et les étoiles carbonées qui demanderait une autre dimension dans la classification pour être correctement traitée.

Voir aussi

Article connexe

- Classification MKK ou de Yerkes. ja:スペクトル分類

Catégorie:Classification

Catégorie:Sciences de l'information et des bibliothèques

Catégorie:Physique stellaire

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Astronomie

ko:천문학 ms:Astronomi ja:天文学 simple:Astronomy th:ดาราศาสตร์ L'astronomie est la science de l'observation des astres, à partir de laquelle elle établit l'origine, l'évolution, les propriétés physiques et chimiques des astres, la mécanique céleste. Astronomie vient du grec αστρονομία (άστρον et νόμος) ce qui signifie loi des astres. L'astronomie est l'une des rares sciences où les amateurs peuvent encore jouer un rôle actif. Elle est en effet pratiquée à titre de loisir auprès d'un large public d'astronomes amateurs : les plus passionnés et expérimentés d'entre eux participent à la découverte d'astéroïdes et de comètes. C’est à ce sujet un loisir particulièrement populaire en France, notamment par la Nuit des étoiles. Nuit des étoiles]]

Histoire de l'astronomie

Article détaillé : histoire de l'astronomie L'astronomie est souvent considérée comme la plus ancienne des sciences. L'archéologie révèle en effet que certaines civilisations disparues de l'âge du bronze, et peut-être du néolithique, avaient déjà des connaissances en astronomie. Elles avaient compris le caractère périodique des équinoxes et sans doute leur relation avec le cycle des saisons, elles savaient également reconnaître certaines constellations. L'astronomie moderne doit son développement à celui des mathématiques depuis l'antiquité grecque et à l'invention d'instruments d'observation à la fin du Moyen Âge. Si l'astronomie s'est pratiquée pendant plusieurs siècles parallèlement à l'astrologie, le siècle des lumières et la redécouverte de la pensée grecque a vue naître la distinction entre la raison et la foi, si bien que l'astrologie n'est plus pratiquée par les astronomes.

Antiquité

À ses débuts, l'astronomie consiste simplement en l'observation et la prédiction du mouvement des objets célestes visibles à l'œil nu. Quelques apports par différentes civilisations :
- Le Rig-Veda mentionne 27 constellations associées au mouvement du Soleil ainsi que les 12 divisions zodiacales du ciel.
- Les anciens Grecs font d'importantes contributions à l'astronomie, notamment la définition du système de magnitude.
- La Bible contient un certain nombre d'énoncés au sujet de la position de la Terre dans l'Univers et sur la nature des étoiles et des planètes.
- En 500, Âryabhata présente un système mathématique dans lequel la Terre tourne sur son axe et considére le mouvement des planètes par rapport au Soleil.

Moyen Âge : les arabes développent l'héritage grec

L'astronomie se développe peu en Europe lors du Moyen Âge, mais elle est alors florissante dans le monde arabe. L'astronome arabe al-Farghani écrit beaucoup sur le mouvement des corps célestes ; son œuvre est traduite en latin au . À la fin du , un grand observatoire est construit près de Téhéran par l'astronome al-Khujandi. Il effectue une série d'observations qui lui permettent de calculer l'obliquité de l'écliptique. En Perse, Omar Khayyam compile une série de tables et réforme le calendrier. Les savant musulmans de l'époque médiévale qui s'occupent d'astronomie sont nombreux (El Battani, El Farabi, El Keyyam, El Kindi, El missri, El Maghribi, El Rasi, Ibn El Heythem, El Beyrouni)...

Renaissance : du géocentrisme à l'héliocentrisme

Pendant la Renaissance, Copernic propose un modèle héliocentrique du système solaire. Cette idée est défendue, étendue et corrigée par Galilée et Kepler. Galilée imagine la lunette astronomique pour améliorer ses observations. S'appuyant sur des relevés d'observation très précis faits par le grand astronome Tycho Brahé, Kepler est le premier à imaginer un système de lois régissant les détails du mouvement des planètes autour du Soleil, mais n'est pas capable de formuler une théorie allant au-delà de la simple description présentée dans ses lois.

Ère industrielle

On découvre que les étoiles sont des objets très lointains. Avec l'introduction de la spectroscopie, on montre qu'elles sont similaires à notre soleil, mais dans une grande gamme de température, de masse et de taille. L'existence de notre Galaxie, en tant qu'ensemble distinct d'étoiles, n'est prouvée qu'au début du du fait de l'existence d'autres galaxies. Peu après, on découvre l'expansion de l'univers, conséquence de loi de Hubble, établissant une relation entre la vitesse d'éloignement des autres galaxies par rapport au système solaire et leur distance. La cosmologie fait de grands progrès durant le , notamment avec la théorie du Big-Bang, largement supportée par l'astronomie et la physique, comme le rayonnement thermique cosmologique (ou rayonnement fossile), et les différentes théories de nucléosynthèse expliquant l'abondance des éléments chimiques et de leurs isotopes.

Les disciplines de l'astronomie

À son début, durant l'antiquité, l'astronomie consiste principalement en l'astrométrie, c'est-à-dire la mesure de la position dans le ciel des étoiles et des planètes. Plus tard, des travaux de Kepler et de Newton nait la mécanique céleste qui permet la prévision mathématique des mouvements des corps célestes sous l'action de la gravitation, en particulier les objets du système solaire. La plus grande partie du travail dans ces deux disciplines (l'astrométrie et la mécanique céleste), auparavant effectué à la main, est maintenant fortement automatisée grâce aux ordinateurs et aux capteurs CCD, au point que maintenant elles sont rarement considérées comme des disciplines distinctes. Dorénavant, le mouvement et la position des objets peuvent être rapidement connus, si bien que l'astronomie moderne est beaucoup plus concernée par l'observation et la compréhension de la nature physique des objets célestes. Depuis le , l'astronomie professionnelle a tendance à se séparer en deux disciplines : astronomie d'observation et astrophysique théorique. Bien que la plupart des astronomes utilisent les deux dans leurs recherches, du fait des différents talents nécessaires, les astronomes professionnels tendent à se spécialiser dans l'un ou l'autre de ces domaines. L'astronomie d'observation est concernée principalement par l'acquisition de données, ce qui inclut la construction et la maintenance des instruments et le traitement des résultats. L'astrophysique théorique est principalement concernée par la recherche des implications observationnelles de différents modèles, c'est-à-dire qu'elle cherche à comprendre et à prédire les phénomènes observés. L'astrophysique est la branche de l'astronomie qui détermine les phénomènes physiques déduits par l'observation des astres. Actuellement, les astronomes ont tous une formation poussée en astrophysique et leurs observations sont presque toujours étudiées dans un contexte astrophysique. En revanche il existe un certain nombre de chercheurs et chercheuses qui étudient exclusivement l'astrophysique. Le travail des astrophysiciens est d'analyser des données d'observations astronomiques et d'en déduire des phénomènes physiques. Les domaines d'études de l'astronomie sont aussi classés en deux autres catégories :
- Par sujet, généralement selon la région de l'espace (par exemple, l'astronomie galactique) ou le type de problème adressé (formation des étoiles, cosmologie)
- Par le mode d'observation, selon le type de particules détectées (lumière, neutrino) ou la longueur d'onde (radio, lumière visible, infrarouge).

Disciplines par sujet

Disciplines par type d'observation

Voir aussi

- astronomes célèbres
- conquête de l'espace
- images d'astronomie sur wikipédia.fr
- liste des articles d'astronomie
- Observatoire européen austral
- symboles astronomiques
- Union astronomique internationale

Chronologies en astronomie

- astronomie du système solaire
- satellites artificiels et sondes spatiales
- satellites naturels
- télescopes, observatoires et la technologie d'observation

Outils astronomiques

- logiciels d'astronomie
- lunette astronomique
- observatoire
- télescope

Liens externes

- [http://tercoif.club.fr/observationetimagerie/index.html OBSERVATION ET IMAGERIE - Site dédié à la théorie et à la pratique de l'imagerie astronomique et photographie pour tous les publics, du novice au chevronné]
- [http://www.astronomike.net/ Annuaire d'astrophotos]
- [http://www.futura-sciences.com/sinformer/n/univers.php Actualités astronomie]
- [http://www.astrofiles.net Astrofiles: les dossiers de l'astronomie]
- [http://www.auroresboreales.com Aurores Boréales]
- [http://www.obspm.fr/encycl/f-encycl.html Encyclopédie des Planètes Extrasolaires]
- [http://www.astrosurf.com Le site français de l'astronomie amateur]
- [http://www.astrosurf.com/ Astrosurf]
- [http://www.astro5000.com/ Astro5000]
- [http://astronomie.aucoeurdelatoile.com/ Astro kid's]
- [http://www.astrosurf.com/pioneerastro/ pioneer-astro]
- [http://www.esa.int Site de l'ESA]
- [http://www.extrasolar.net Extrasolar Visions]
- [http://www.eso.org/ Site de l'ESO ]
- [http://www.nasa.gov/ Site de la NASA] catégorie:astronomie

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

Température

catégorie:thermodynamique Catégorie:Quantité physique La température définit le degré d'agitation thermique des particules qui composent un système. Elle se mesure au moyen d'un thermomètre et est l'objet de la thermométrie. Les particules qui composent un système (molécules ou atomes) ne sont jamais au repos. Elles sont en vibration permanente et possèdent donc une certaine énergie cinétique. La température mesure le degré d'agitation des particules. Pour un gaz parfait, elle est directement proportionnelle à l'énergie cinétique des particules. Lorsqu'on met deux corps en contact, ils échangent de la chaleur : l'un des deux corps a des particules qui ont plus d'énergie cinétique, en les mettant en contact, les chocs entre particules font que cette énergie cinétique microscopique (la chaleur) se transmet d'un corps à l'autre. La température ambiante est la température de l'environnement, c'est-à-dire tout l'univers sauf le système considéré. Néanmoins, en pratique, dans les domaines de la physique et de la chimie, il est courant de parler température ambiante pour une température courante, moyenne. Par exemple, on dit « l'eau est liquide à la température ambiante ». Mais cette dénomination n'est pas très formalisée et la valeur de la température ambiante est rarement précisée (le plus souvent évaluée de manière commune à 25°C).

Échelles de mesure

L'unité de mesure de température dans le système international est le kelvin de symbole K (noter l'absence du symbole °). Il existe d'autre systèmes de mesures antérieurs et toujours utilisés : les échelles Celsius et Fahrenheit. ; l'échelle Kelvin : le degré 0 de l'échelle kelvin, ou zéro absolu, correspond à une absence totale d'agitation microscopique. L'échelle est ensuite calquée sur l'échelle Celsius (pour des températures usuelles). Le zéro absolu correspond à une température de -273,15 °C. ; l'échelle Celsius : l'échelle de mesure Rose et Mehdi est telle que le zéro correspond à la température de la glace fondante et que 100°C correspond à la température d'ébullition de l'eau sous une pression de 1 atmosphère. Entre les deux, c'est la dilatation du mercure qui définit l'échelle. ; l'échelle Fahrenheit : elle attribue une plage de 180 °F entre la température de solidification de l'eau et sa température d'ébullition. On en déduit que le degré Fahrenheit équivaut à 5/9 d'un kelvin ou degré Celsius. Elle fixe le point de solidification de l'eau à 32 °F (donc son point d'ébullition à 212 °F). On peut établir des correspondances entre ces trois échelles: Formules de conversion générales: Celsius

\Longleftrightarrow

kelvin

\Longleftrightarrow

Fahrenheit :

$\frac = \frac = \frac \,$

Celsius

\Longleftrightarrow

Réaumur

\Longleftrightarrow

Rankine :

$\frac = \frac = \frac \,$

kelvin

\Longleftrightarrow

degré celsius:

$T_ = T_ - 273,15 \,$

$T_ = T_ + 273,15 \,$

kelvin

\Longleftrightarrow

degré fahrenheit:

$T_ = \frac \cdot T_ - 459,67$

$T_ = \frac \cdot (T_ + 459,67)$

degré celsius

\Longleftrightarrow

degré fahrenheit:

$T_ = 32 + \frac \cdot T_$

$T_ = \frac \cdot (T_ - 32)$

Autres domaines

Dans le domaine de la météorologie, la température s'écrit T° et on parle de T° éolien, pour exprimer la température ressentie sous l'effet du vent, aussi connu sous température subjective, impression de chaud ou froid, ou encore température au vent, voir en détail le refroidissement éolien. En médecine on mesure la température corporelle. Pour les corps composés de plusieurs phases (Ex : de l'air humide : liquide dans un gaz) on parle de gradient adiabatique.

Voir aussi

- Records de température
- Température virtuelle
- Thermoscope

Lien externe

- [http://www.stielec.ac-aix-marseille.fr/cours/abati/capteurtemp.htm Capteurs de température] ja:温度 ko:온도 th:อุณหภูมิ

Gravitation

ja:重力 zh-min-nan:Tāng-le̍k Catégorie:Sciences Catégorie:Recherche scientifique Catégorie:Théorie scientifique catégorie:Mécanique céleste catégorie:Relativité Catégorie:Physique théorique La gravitation est une des quatre interactions fondamentales de la physique.

Interprétation prérelativiste

Pour la physique prérelativiste, la gravitation explique l'attraction mutuelle entre tous les corps ayant une masse. Elle est régie par une loi établie par Isaac Newton en 1687, et qui s'exprime selon la formule : ::

\vec_\;= -G\frac \vec_

\vec_

étant la force gravitationnelle exercée par le corps 1 sur le corps 2 (en newton ou m·kg·s^-2) ;
- G, la constante gravitationnelle, qui vaut 6,6742.10^-11 N·m²·kg^-2 (ou m³·kg^-1·s^-2) (l'incertitude sur cette constante est cependant très élevée : 1500 ppm, soit une incertitude de

\pm

0,0010.10^-11 N·m²·kg^-2) ;
- m₁ et m₂, les masses des 2 corps en présence (en kilogrammes) ;
- d, la distance entre les 2 corps (en mètres) ;
-

\vec_

est un vecteur unitaire dirigé du corps 1 vers le corps 2 ;
- le signe - indique que le corps 2 est attiré par le corps 1 ; d'après la troisième loi de Newton on a

\vec_=-\vec_

. Dans cette interprétation, le phénomène de gravitation se traduit donc par une force, au sens de la mécanique newtonienne. On peut déduire de la formule que :
- plus un corps a une masse importante, plus il exercera une attraction sur l'autre corps ;
- plus les objets sont éloignés moins ils s'attirent ;
- l'accélération que subit un objet à cause de la gravitation est indépendante de sa masse. On constate aussi que cette formule est compatible avec le principe des actions réciproques. Cette loi est bien vérifiée expérimentalement. Du point de vue de la technique, elle suffit à faire voler des objets plus lourds que l'air ou pour envoyer des hommes sur la Lune. Pourtant, elle n'est considérée aujourd'hui que comme une approximation de la théorie relativiste de la gravitation.

Approche relativiste

À partir de 1915, Albert Einstein donnera une autre vision de la gravitation dans sa théorie de la Relativité générale. La gravitation n'est plus une force mais la manifestation d'une déformation de l'espace par les corps massifs qui y sont plongés. Ce qui avait intrigué Einstein, et même Galilée et Newton, dans l'interprétation mécanique de la gravitation, est ce que Einstein posera comme principe de base : le Principe d'Équivalence : tous les objets, quelque soit leur masse, accélèrent de la même façon sous l'effet de leur poids. Or, cela implique qu'un objet deux fois plus massif est toujours attiré deux fois plus fort, indépendamment de sa composition. Pour bien comprendre le problème posé par l'interprétation mécanique de la gravitation, il suffit de comparer cette force à d'autres forces de même nature. Si vous devez pousser ou tirer un petit chariot ayant une masse de 50 kg et qu'une autre personne à côté de vous en pousse un autre ayant une masse de 10 kg, il est évident que pour aller à la même vitesse, vous devrez exercer sur votre chariot une force 5 fois plus importante que celle de l'autre personne. Les deux chariots vont alors à la même vitesse, ainsi qu'en est-il des objets pesants qui tombent à la même vitesse quelque soient leurs masses respectives et leur composition. Mais si dans le cas des chariots, ceux-ci vont à la même vitesse, c'est parce des êtres humains doués de raison, appliquent respectivement une force appropriée à chacun des chariots pour que leur vitesse soit identique. Alors qu'en est-il de la gravitation qui parvient au même résultat ? Serait-elle douée de raison elle aussi ? D'où l'étrangeté de cette force "intelligente" et qui intrigua Newton. Einstein exprime le problème en remarquant qu'on peut distinguer deux concepts de masse :
- la masse « gravitationnelle », qui correspond à la force d'attraction exercée par un corps (cette force étant proportionnelle à cette masse), force qu'on peut traduire, de façon imagée, en une pente dans l'espace-temps induite par la présence d'un corps, et qui fait descendre les autres corps vers lui ;
- la masse « inerte » ou « inertie », qui correspond à la réaction d'un corps à n'importe quelle force, l'accélération acquise sous l'effet d'une force quelconque étant inversement proportionnelle à cette inertie. A priori, ces deux concepts sont différents et leur rapport devrait varier selon les corps, un peu comme masse et volume ont des rapports très variés. Or une balle de plume de 1 g et une balle de plomb de 1 g, soumises à la même force gravitationnelle, tombent de manière identique (célèbre expérience du tube de Newton). Ce qui relève soit de la coïncidence la plus miraculeuse, soit (plus raisonnablement), d'une relation fondamentale qu'exprime justement la relativité générale.

Voir aussi

- Eplastophème
- Gravité
- Histoire de la gravitation au XVIIème siècle
- loi universelle de la gravitation

Luminosité

La luminosité désigne la caractéristique de ce qui émet ou réfléchit la lumière. En astronomie, elle représente la quantité totale d'énergie rayonnée par unité de temps par un astre; elle a donc les dimensions d'une puissance. Dans les domaines radio et rayon X, la luminosité est parfois donnée en watt mais elle est plus généralement donnée en termes de magnitude apparente et magnitude absolue. Les luminosités stellaires sont généralement donnés en luminosité solaire L_☉ qui est le rapport de la luminosité de l'objet et celle du Soleil. À une magnitude bolométrique absolue M_bol = 0 correspond une luminosité de 3×10²⁸ watt. les étoiles ayant une magnitude bolométrique absolue M_bol de -10 ont une luminosité de 10⁶L (très lumineux) et celles ayant une magnitude bolométrique absolue de +17 ont une luminosité de 10^-5L (très peu lumineux). Le diagramme de Hertzsprung-Russell relie la luminosité, le type spectral et la température de surface des étoiles mais aussi la nature de sa composition(gaz, roche...).

Anecdote

La mesure quantitative des luminosités a amené à cette constatation contre-intuitive qu'un morceau de velours noir éclairé par le soleil au zénith émet plus de lumière réfléchie qu'une feuille de papier blanc éclairée par un clair de lune. L'adaptation de notre pupille aux conditions de luminosité ambiante nous empêche dans la vie courante de percevoir ce fait.

Voir aussi

- Albédo Catégorie:Astronomie ja:光度 (天文学)

Loi de Wien

En physique, la loi de Wien ou loi du déplacement de Wien est nommée d'après son découvreur Wilhelm Wien. Elle stipule que la longueur d'onde à laquelle un corps noir émet le plus de flux lumineux énergétique est inversement proportionnelle à sa température. La loi de Wien dérive de la loi de Planck du rayonnement du corps noir. La loi de Planck décrit la distribution de l'énergie W(λ) rayonnée en fonction de la température T du corps noir. Selon la loi de Planck, à une température T donnée, l'énergie W(λ) passe par un maximum W_max pour une longueur d'onde λ_max. La loi de Wien décrit la relation liant la longueur d'onde λ_max, correspondant au pic d'émission lumineuse du corps noir, et la température T (exprimée en kelvin), par : :

\lambda_ = \frac = \frac

ou h est la constante de Planck, k est la constante de Boltzmann, et c est la vitesse de la lumière. λ_max est alors exprimée en mètre. Est alors ainsi définie, la constante de Wien, notée b ou

\sigma_

: :

\sigma_ = 2,898 \cdot 10^\; m.K

Quelques conséquences

Il découle de cette loi que plus un objet est chaud, plus la longueur d'onde du rayonnement qu'il émet est courte. Par exemple, la température de surface du Soleil est 5 780 K, ce qui correspond à un maximum d'émission vers 500 nm, au milieu du spectre visible (du violet au rouge). Cette lumière nous apparaît comme jaune. Les étoiles plus chaudes émettent à des longueurs d'onde plus courtes et apparaissent bleutées ; les étoiles plus froides nous semblent rougâtres. Dans des conditions typiques, notre environnement a une température d'environ 300 K et émet ainsi dans l'infrarouge moyen, aux alentours 10 µm. Cela a de multiples conséquences, par exemple :
- La plupart des caméras à vision nocturne fonctionnent sur le principe de la détection de ce rayonnement thermique.
- Les astronomes ont du mal à observer dans l'infrarouge moyen car le rayonnement ambiant se mêle au signal provenant de l'objet étudié.

Limitations

Il est à noter que beaucoup de sources lumineuses émettent un flux lumineux qui ne suit pas la loi du corps noir (un filament d'ampoule, par exemple) et que la loi de Wien ne s'applique pas à eux. En revanche, il reste avéré qu'ils émettent à une longeur d'onde d'autant plus courte qu'ils sont chauds. Il faut également garder à l'esprit que le flux lumineux provenant d'un objet n'est pas forcément de nature thermique ; autrement dit sa couleur ne renseigne pas toujours sur sa température. Par exemple, la couleur du ciel provient de lumière solaire bleue diffusée par l'air et non d'une hypothétique température de 15 000 K. De même un arbre est vert, non pas parce qu'il est à 8 000 K, mais parce qu'il réfléchit la lumière verte qui compose la lumière du jour.

Voir aussi :

constantes physiques | unités en physique ja:ウィーンの変位則 Catégorie:Astrophysique Catégorie:Physique quantique Catégorie:Physique Wien

Raie spectrale

catégorie:Astronomie catégorie:Physique Une raie spectrale est une ligne sombre ou lumineuse dans un spectre électromagnétique autrement uniforme et continu. Les raies spectrales sont le résultat de l'interaction entre un système quantique (généralement des atomes, mais parfois aussi des molécules ou des noyaux atomiques) et le rayonnement électromagnétique. Dans un système quantique, l'énergie ne peut pas prendre des valeurs arbitraires: seuls certains niveaux énergétiques bien précis sont possibles: on dit que l'énergie du système est quantifiée. Les changements d'état correspondront donc eux aussi à des valeurs bien précises d'énergie correspondant à la différence d'énergie entre le niveau final et le niveau d'origine. Si l'énergie du système diminue d'une quantité ΔE, un quantum de rayonnement électromagnétique, appelé photon, sera émis à la fréquence ν donnée par la relation Planck-Einstein : ΔE = hν où h est la constante de Planck. Inversement, si le système absorbe un photon de fréquence ν, son énergie augmentera d'une quantité hν. Comme l'énergie du système est quantifié, il en sera de même de la fréquence des photons émis ou absorbés par le système. Ceci explique que le spectre d'un système quantique est constitué d'un ensemble de raies discrètes plutôt que d'un spectre continu où toutes les fréquences sont présentes en quantité variable. Un gaz chaud se refroidira en émettant des photons; le spectre observé sera donc constitué d'un ensemble de raies lumineuses sur un fond sombre. On parle alors de raies d'émission. Inversement, si le gaz est froid mais éclairé par une source continue, le gaz absorbera des photons et le spectre sera constitué par un ensemble de raies sombres sur un fond lumineux: on parle alors de raies d'absorption. Les raies d'absorption et d'émission sont fortement spécifiques à chaque substance, et peuvent être employées pour identifier facilement la composition chimique de n'importe quel milieu capable de laisser passer la lumière (généralement, il s'agira de gaz). Elles dépendent également des conditions physiques du gaz, ainsi elles sont largement répandues pour déterminer la composition chimique des étoiles et d'autres corps célestes qui ne peuvent pas être analysés par d'autres moyens, aussi bien que leurs états physiques. D'autres mécanismes que l'interaction atome-photon peuvent produire des raies spectrales. Selon l'interaction physique exacte (avec des molécules, des particules simples, etc.) la fréquence des photons impliqués changera considérablement, et on peut observer des raies dans tout le spectre électromagnétique: des ondes radio aux rayons gamma. En pratique, les raies n'ont pas une fréquence parfaitement déterminée mais s'étalent sur une bande de fréquence. Les raisons de cet élargissement sont multiples:
- élargissement naturel: le principe d'incertitude relie la durée de vie ΔT d'un état excité et la précision de son niveau énergétique ΔE, ainsi le même niveau excité aura des énergies légèrement différentes dans différents atomes. cet effet est assez faible.
- élargissement Doppler: l'effet Doppler provoque un décalage vers le rouge ou vers le bleu du rayonnement selon que la source s'éloigne ou se rapproche de l'observateur. Dans un gaz, toutes les particules sont en mouvement dans toutes les directions; ce qui provoque un élargissement des raies spectrales. Comme la vitesse des particules dépend de leur température: plus la température du gaz est élevée, plus les différences de vitesse sont grandes, et plus les raies sont larges. Cet effet est typiquement 1000 fois plus intense que l'élargissement naturel.
- élargissement collisionnel: la collision entre particules (atomes ou molécules) modifie légèrement leurs niveaux énergétiques; d'où l'élargissement des raies. La grandeur de cet effet dépend de la densité du gaz.
Voir aussi

- Configuration électronique
- Spectroscopie

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 pr