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La matière est partout présente autour de nous. Elle est constituée d'atomes, eux-mêmes construits à partir de " briques plus petites ", appelées particules élémentaires. L'origine de la matière présente sur Terre et dans l'Univers est expliquée aujourd'hui par le modèle du Big Bang.

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Notre système solaire comporte 8 planètes et notre galaxie vraisemblablement des milliards. Observées depuis toujours par l'Homme avec des outils de plus en plus perfectionnés, elles sont classées en différentes familles.

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A L'INTÉRIEUR DE L'ATOME

L'atome est le constituant de base de la matière. Dans le noyau de l'atome se trouvent les protons (chargés positivement) et les neutrons (non chargés), tandis que les électrons (chargés négativement) sont localisés autour du noyau.

Son nombre de protons ou numéro atomique est noté Z. L'atome étant neutre, il comporte autant d'électrons que de protons. Ainsi le numéro atomique détermine les propriétés chimiques de l'atome.
A chaque valeur de Z correspond un nom d'atome, un élément chimique. Ainsi l'hydrogène possède 1 proton, tandis que le carbone en possède 6.

Le nombre de neutrons au sein du noyau est désigné N. Le nombre de masse A est la somme de Z+N. Pour un atome de Z donné, on peut compter plusieurs isotopes, en fonction du nombre de neutrons.

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L'aluminium possède 13 protons (Z=13) et son seul isotope stable possède 14 neutrons (A = 14+13 = 27) © Yuvanoé/CEA

Des noyaux dans tous leurs états

Un noyau d'atome est dit :

lié lorsque la cohésion des protons et des neutrons est assurée. Plus leur énergie de cohésion est élevée, plus il faudra fournir d'énergie pour séparer les constituants du noyau. Les noyaux liés peuvent être stables ou instables.

stable lorsqu'il ne se désintègre pas spontanément en un autre noyau. La majorité des noyaux que l'on trouve sur Terre sont stables.

instable ou radioactif lorsqu'il tend à se transformer spontanément en un autre noyau. On appelle cette transformation " désintégration radioactive ". La probabilité que cet événement survienne dépend de sa période radioactive, qui correspond au temps au bout duquel la moitié d'un ensemble de noyaux de même nature s'est désintégrée.

excité lorsque, stable ou instable, il a acquis un surplus d'énergie. Le noyau peut vibrer ou tourner sur lui même et /ou dissiper cette énergie excédentaire par émission d'une particule ou d'un photon.

La carte des noyaux des atomes. © CEA

Des noyaux en forme

Dès les origines de la physique nucléaire, devant la complexité d'un système composé de N particules en interaction, les physiciens imaginent des modèles visant à donner une description simple mais suffisamment réaliste du noyau. Depuis les années 60 les physiciens constatent que le noyau des atomes peut prendre les formes les plus inattendues. La forme d'un noyau correspond à la zone dans laquelle ses constituants élémentaires peuvent se trouver. Ces constituants élémentaires sont les protons et les neutrons, qu'on nomme ensemble les nucléons, liés par l'interaction forte, l'une des quatre forces fondamentales à l'œuvre dans l'Univers. Ils sont eux-mêmes composés de quarks et de gluons (également soumis à l'interaction forte).

Jusqu'au 19 e siècle, l'atome est considéré comme la brique de base de la matière, indivisible. A partir du 20 e siècle, la physique permet aux scientifiques de rentrer dans l'intimité de l'atome.

Voici les principales phases de la transformation de notre vision du noyau :

1911-1919 : On voit l'atome comme un noyau composé de protons chargés positivement autour duquel gravitent les électrons ;

1932 : Le noyau compte aussi des neutrons ;

1934 : Synthèse d'un atome artificiel. C'est le premiernoyau exotique. Casse tête des physiciens tant leurs propriétés sont variées (forme, mode de désintégration radioactive, composition, durée de vie tellement courte que la notion même d'existence semble dépassée...), les noyaux exotiques continuent d'être étudiés aujourd'hui : il en resterait, selon les modèles théoriques, 3 000 à 5 000 à découvrir.

Années 40 : Certaines combinaisons particulières de protons et de neutrons entraînent des noyaux ayant une énergie de liaison très élevée. Les physiciens les appellent lesnoyaux magiques. C'est le cas pour les noyaux qui comptent 2, 8, 20, 28, 50, 82 ou 126 protons et/ou neutrons. A la même époque, le noyau peut être décrit macroscopiquement comme une goutte de matière. C'est le modèle de la goutte liquide qui permet de calculer l'énergie de liaison du noyau grâce à une seule équation simple.

Années 50 : On pense que les nucléons sont organisés en niveaux d'énergies qu'on appelle couches nucléaires, similaires à celles des électrons autour du noyau. C'est le modèle en couches : chaque couche a un nombre fini d'emplacements, lorsqu'une couche est totalement remplie et qu'aucune n'est remplie partiellement, l'édifice est particulièrement robuste.

Années 70 : La théorie du champ moyen considère que chaque nucléon se déplace dans un puits de potentiel, généré par l'ensemble des autres nucléons, qui le confine dans le noyau.

Années 80 : les noyaux ne sont plus vus comme un mélange homogène et plus ou moins sphérique. Ils sont imaginés comme des structures très variées : ainsi le carbone 12, atome stable, porté à haute énergie, est vu comme un tripode de trois noyaux d'hélium ; Le lithium 11 fait partie d'une nouvelle famille de noyaux dits noyaux à halo : son extension spatiale est similaire à celle du plomb 208, qui comporte pourtant vingt fois plus de nucléons.

Années 90 : A quelques encablures de la vallée de la stabilité, la théorie prévoit l'existence d'une série de noyaux comportant plus de 110 protons dont la durée de vie serait relativement élevée. Les scientifiques parlent de l'îlot de stabilité des noyaux super-lourds. Cette relative stabilité des noyaux super-lourds va à l'encontre de la force de répulsion coulombienne qui tend à faire se disloquer un édifice composé d'un trop grand nombre de charges de même signe.

Années 2000 : Avec la montée en puissance des grands accélérateurs de faisceaux radioactifs (Spiral au Ganil, RIBF à Riken...) de nombreux nouveaux isotopes radioactifs sont découverts et étudiés.

Aujourd'hui, tous les éléments jusqu'à 118 protons ont été synthétisés. Les quatre derniers découverts (113, 115, 117 et 118 protons) ont été officiellement nommés en 2016. De nouveaux instruments sont en développement pour aller encore plus loin. Les noyaux exotiques très riches en neutrons produits lors des explosions de supernovae sont encore hors de notre portée. On est encore très loin d'avoir découvert tous les noyaux existants et les phénomènes surprenants qu'ils pourraient faire apparaître !

La vallée de la stabilité

Lorsqu'on classe les noyaux connus des atomes en fonction de leur nombre de protons (Z, éléments) et de neutrons (N, isotopes), on obtient un ensemble de données en forme de faisceau. Si on ajoute la valeur de l'énergie de liaison de chaque noyau sous la forme d'un histogramme, on obtient un graphe en trois dimensions qui présente une surprenante vallée au fond de laquelle se trouvent les 250 à 300 atomes stables. Plus on s'éloigne de ces noyaux, plus l'énergie de liaison de nucléons dans le noyau est faible. Les atomes radioactifs subissent une série de transformations qui les ramène toujours vers le fond de ladite vallée. Les chercheurs désignent cette figure par le terme imagé de " vallée de la stabilité ".

D'ou viennent les noyaux :
la nucléosynthèse dans les étoiles

Les éléments qui constituent la matière sont apparus à différentes étapes de l'histoire de l'univers. Les atomes les plus légers sont les plus anciens : hydrogène, hélium, lithium et béryllium ont été formés par assemblage de protons et de neutrons dans les trois minutes suivant le Big Bang. Il y a entre douze et quinze milliards d'années. Les autres éléments, plus lourds, sont plus récents et ont été produits dans les étoiles. Les premiers atomes compris entre le carbone et le fer ont été synthétisés lors de la fin de vie d'étoiles près de dix fois plus massives que notre Soleil. Au delà du cobalt, les noyaux sont synthétisés lors de réactions explosives telles que les supernovas. On ne connaît pas encore précisément tous les processus responsables de la création des atomes dans l'Univers.

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L'atome est le constituant de base de la matière. Dans le noyau de l'atome se trouvent les protons (chargés positivement) et les neutrons (non chargés), tandis que les électrons (chargés négativement) sont localisés autour du noyau. Son nombre de protons ou numéro atomique est noté Z.

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Les particules élémentaires de la matière - CEA

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Les particules élémentaires de la matière - CEA

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Les particules,
ingrédients de la matière

La matière qui nous entoure est composée de particules élémentaires, plus petites que les atomes. Ces " briques " microscopiques sont définies par plusieurs propriétés :

une masse : une particule est plus ou moins " massive ". À cette échelle infiniment petite, la masse s'exprime en énergie (électronvolt) ;

une charge électrique : une particule peut posséder des propriétés électriques ou non ;

un spin : responsable d'une partie des propriétés magnétiques, à l'échelle subatomique ;

une " charge de couleur " : rouge, verte ou bleue (attention : à l'échelle des particules, la notion de " couleur " n'est pas la même qu'à l'échelle humaine ; il s'agit d'un code auquel on peut attribuer 3 possibilités, représentées par trois couleurs).

Selon leurs propriétés et leur environnement, les particules peuvent s'attirer, rester ensemble, s'éviter, ne pas interagir du tout...

Propriétés de quelques particules

Deux grandes familles :
les " grains " de matière
et les champs de force

De façon générale, il existe deux grandes familles de particules-clés : les fermions et les bosons. Les premiers constituent les briques de matières tandis que les seconds sont des champs de force qui permettent à ces briques d'interagir et de s'assembler.

NB : Les " antiparticules " sont des particules (fermions ou bosons) de charge électrique et de couleur opposées à celles des particules " standard ".

Les particules élémentaires. © CEA - Cliquez sur l'image pour l'agrandir.

Des particules élémentaires
aux atomes :
comprendre l'infiniment petit

Les atomes, encore parfois présentés à tort comme plus petites unités de matière, sont constitués de fermions, " particules de matière ", maintenues ensemble par des bosons, " particules de force ".

Le noyau d'un atome est composé deprotons et deneutrons. Ces éléments sont des assemblages dequarks (hadrons baryoniques) de la famille des fermions.

Ils sont maintenus ensemble grâce à des échanges continus de gluons, qui appartiennent à la famille des bosons.

Des électrons circulent autour du noyau : ces leptons sont liés au noyau pardes photons (interaction électromagnétique).

Grâce aux gluons, les quarks peuvent s'assembler et former des particules composites. On ne parle plus de particules élémentaires, mais de hadrons (assemblages de quarks).

Les assemblages de particules. © CEA

Les outils de recherche

Beaucoup de particules élémentaires ne sont pas stables. Elles se désintègrent rapidement en d'autres particules, ce qui rend leur étude difficile. Sonder la matière à l'échelle subatomique nécessite des outils de pointe :

Les accélérateurs de particules permettent de provoquer des collisions de particules à des vitesses proches de celle de la lumière, pour en créer de nouvelles et étudier leurs propriétés. Il est possible de recréer des conditions (d'énergie, de température...) proches de celles qui existaient au début de l'Univers. Ces accélérateurs produisent ainsi des particules fugaces qui existaient dans les premiers instants de l'Univers. Ces particules sont observées grâce à des détecteurs géants. LeLHC (Large Hadron Collider), plus grand accélérateur de particules du monde, est installé dans un tunnel en forme d'anneau de 27 km de circonférence, creusé à 100 mètres sous terre entre la France et la Suisse.

Les observatoires spatiaux : l'étude de l'Univers est intimement liée à la physique des particules. Elles tendent toutes les deux à comprendre l'origine de l'Univers, son évolution et sa composition. Par exemple, Le télescope HESS II étudie des rayons cosmiques appelés " sursauts gamma ", qui sont constitués de jets de photons très énergétiques. Les rayonnements cosmiques peuvent être également composés de protons, noyaux d'hélium ou encore d'électrons.

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Les particules élémentaires de la matière

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La matière qui nous entoure est composée de particules élémentaires, plus petites que les atomes. Ces " briques " microscopiques sont définies par plusieurs propriétés : une masse : une particule est plus ou moins " massive ".

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​Qu'est-ce qu'une galaxie ?

Dans le passé, l'Homme n'a observé que des " tâches floues ", des nébuleuses de lumière dans lesquelles les premiers télescopes ne permettaient pas de distinguer individuellement les étoiles. Au fil du temps, les outils d'observation se sont améliorés. Ce n'est finalement que dans les années 1920 que les galaxies ont été décrites comme des systèmes constitués de milliards d'étoiles, de gaz et de poussières interstellaires. Les astrophysiciens ont aussi pu mettre en évidence un déplacement des galaxies et un mouvement de rotation de celles-ci sur elles-mêmes. Ce mouvement suggère que quelque chose d'autre, de très massif, compose également les galaxies. Cette matière invisible - car n'émettant pas d'elle-même de la lumière - , se manifeste seulement par la force gravitationnelle qu'elle exerce sur les étoiles dans une galaxie. Elle est dénommée par les astrophysiciens " matière noire ".

A l'échelle de l'Univers, on peut assimiler une galaxie à un objet spatial unique, certes gigantesque et extrêmement massif, mais dont tous les éléments forment un ensemble cohérent, liés entre eux par la gravitation.

La galaxie naine eSO 540-31 est située à 11 millions d'années-lumière de la Terre, dans la constellation de la baleine. © L.Limatola/ESA/Hubble

Les galaxies sont-elles toutes semblables ?

Dans l'Univers, il existe des centaines de milliards de galaxies qui se différencient par leur composition, leur âge, leur couleur, leur forme, leur activité et leur évolution.

Quel est le moteur de l'évolution
des galaxies ?

Les galaxies créent en leur sein de nombreuses étoiles et une même galaxie peut contenir plusieurs générations d'étoiles. Lorsqu'une galaxie produit beaucoup d'étoiles de manière simultanée, elle génère une " flambée de formation d'étoiles ". Les astrophysiciens considèrent que l'évolution des galaxies est liée à leur capacité à fabriquer des étoiles. Lorsqu'elle ne produit plus d'étoiles, une galaxie meurt. Mais cela ne signifie pas qu'elle se désintègre ou que toutes les étoiles s'y éteignent, certaines continueront à " vivre " pendant des dizaines de milliards d'années.

Comment évolue la composition
des galaxies ?

La composition des galaxies n'est pas immuable. Aujourd'hui, si 10% de la masse d'une galaxie est composée de gaz, celui-ci représentait la moitié de sa masse il y a 9 milliards d'années. Cela signifie que quand l'Univers était plus jeune, il y avait une autre organisation des étoiles et des nuages de gaz interstellaire au sein des galaxies. De même, les poussières stellaires ne se sont formées qu'au fil de l'existence de l'Univers.

Quelles sont les grandes familles
de galaxies ?

Les galaxies spirales (l'essentiel des galaxies) contiennent de 10 à 100 milliards d'étoiles et produisent de 1 à 1 000 étoiles/an. Ces galaxies sont souvent constituées de bras qui s'enroulent sous forme de spirale en raison d'ondes de densité, des accumulations de matière liées à la rotation de la galaxie. Les galaxies elliptiques et irrégulières ont, quant à elles, un mouvement de rotation sur elles-mêmes moins prononcé. Les galaxies elliptiques (environ 20 % des galaxies de notre Univers) contiennent de 10 millions à 1 000 milliards d'étoiles. Celles-ci sont souvent très âgées au contraire des galaxies dites " irrégulières " (très peu nombreuses) qui abritent de 100 millions à 10 milliards d'étoiles, essentiellement très jeunes. Lorsque la masse d'une galaxie dépasse 10 milliards de fois celle du Soleil, on parle alors de galaxie massive et la plupart des chercheurs pensent qu'elles possèdent également un trou noir supermassif en leur centre.

La collision des galaxies,
un billard spatial ?

Une galaxie se déplace dans l'espace et peut entrer en collision avec une autre galaxie, menant à une modification importante de leur forme. C'est essentiellement la gravité qui fait interagir ces corps stellaires. Mais une collision de galaxies ne signifie pas un choc violent d'une étoile contre une autre étoile car l'espace est très important entre les étoiles et ces collisions sont très rares. Seuls les nuages de gaz peuvent s'entrechoquer car ils sont beaucoup plus diffus. Le gaz va alors se comprimer et s'échauffer puis se refroidir, pouvant créer au passage de nouvelles étoiles.

Deux galaxies différentes peuvent aussi fusionner, menant à une réorganisation de la matière à l'intérieur d'un nouvel ensemble unique : les étoiles vont réorganiser leurs orbites et des étoiles peuvent même être éjectées en dehors de la galaxie fusionnée. La forme d'une galaxie, telle une cicatrice pour un humain, peut donc nous renseigner sur les événements ayant eu lieu dans sa vie.

Et la Voie Lactée ?

Contrairement à ce que l'on pourrait penser, la Voie Lactée, notre galaxie, qui nous entoure et dans laquelle le système solaire évolue, est assurément la plus connue mais également l'une des plus difficiles à observer et à étudier à l'échelle globale. Alors que l'on observe facilement les systèmes stellaires voisins, il est difficile de déterminer la couleur ou encore la masse totale des étoiles qui composent la Voie Lactée comme on le fait pour les autres galaxies. On ne peut en effet en sortir physiquement, pour en prendre une photographie d'ensemble. C'est pourquoi nous devons nous contenter d'observer la Voie Lactée depuis notre planète en émettant des hypothèses sur son évolution et son histoire. En réalisant un panorama du ciel qui nous entoure, on constate que la distribution des étoiles est aplatie et concentrée le long d'une bande laiteuse qui a donné le nom de la Voie lactée : cela signifie que nous ne sommes pas au centre de notre galaxie. Puis, en considérant le nombre d'étoiles dans toutes les directions, leur distance par rapport à notre système solaire, et en comparant ces observations à d'autres galaxies proches aux compositions et morphologies similaires, il est possible de reconstituer la forme et les bras de la Voie Lactée.

Cette image est l'une des plus détaillées du centre de la Voie Lactée et recompose ensemble trois observations prises à des longueurs d'onde différentes de lumière par les télescopes Hubble (en jaune, proche infrarouge), Spitzer (en rouge, infrarouge) et Chandra (en bleu, ultraviolet et rayons-X). Le centre de la galaxie se situe au niveau de la tâche blanche de droite. © © NASA/JPL-Caltech/ESA/CXC/STScI

On a ainsi pu établir que notre Voie Lactée est une galaxie spirale de taille moyenne dont le disque fin comprend des bras spiraux, un bulbe, et un halo diffus d'étoiles et d'amas globulaires. D'un diamètre d'environ 100 000 années lumières et relativement âgée, elle contiendrait environ 200 milliards d'étoiles et ne créerait seulement qu'une étoile par an. Sa masse (hors celle de la matière noire) est composée à 90 % d'étoiles, environ 10 % de gaz et 0,1 % d'autres corps (poussières, astéroïdes et planètes comme la Terre) et enfin à 0,1 % correspondant à son trou noir central. Celui-ci est 4 milliards de fois plus massif que le Soleil et nommé Sagittarius A*. Enfin, l'observation du bras d'étoiles Sagittaire nous apprend que la Voie Lactée est en partie le résultat de fusions avec plusieurs petites galaxies. Les modèles astronomiques prévoient également que notre galaxie fusionnera dans quelques milliards d'années avec la galaxie d'Andromède.

Création artistique représentant la Voie Lactée à partir de plusieurs observations. © Akwa/Wikicommons

Comment observer et construire une image de galaxie ?

Avec des techniques de spectroscopie, il est possible d'observer en lumière visible les étoiles et le gaz. En lumière infrarouge, ce sont les poussières interstellaires, provenant essentiellement des résidus d'étoiles mortes, que l'on peut voir par effet de contraste. Cela permet d'étudier l'évolution des galaxies. Plus les galaxies sont lointaines, plus elles sont difficiles à observer précisément.

En programmant un télescope de manière à prendre un cliché avec une très longue exposition à la lumière, on peut aussi voir plus d'étoiles et des petites galaxies moins lumineuses autour d'autres galaxies.

Cela peut paraître contre-intuitif mais plus une galaxie nous apparaît bleue, plus elle est chaude et lumineuse car constituée majoritairement d'étoiles jeunes. Et au contraire, les galaxies qui tendent le plus vers le rouge sont en moyenne composées d'étoiles âgées. En plus de l'âge des étoiles qui les composent, deux autres facteurs vont influer sur la couleur des galaxies: la quantité de poussières (plus il y en a, plus elles tendront vers le rouge) et l'expansion de l'Univers (qui crée un décalage des longueurs d'onde vers le rouge).

Les enjeux de la recherche aujourd'hui et demain

Observer des galaxies de plus en plus distantes permet de voir directement le passé car la lumière qu'elles nous envoient a mis des milliards d'années pour nous atteindre. Les astrophysiciens essayent de trouver les galaxies les plus anciennes afin de comprendre à quelle époque de l'histoire de l'Univers celles-ci se sont formées, si elles sont générées à partir d'un trou noir, comment elles ont évolué au cours du temps, comment elles continuent de former de nouvelles étoiles, etc. Etudier la distribution des galaxies dans le tissu cosmique permet aussi d'en apprendre plus sur l'expansion et la géométrie, courbée ou non, de l'Univers.

Cependant, il subsiste encore des débats sur certaines questions concernant les galaxies et notre Voie Lactée. Par exemple, toute la communauté scientifique est d'accord pour dire que la Voie Lactée est constituée d'un disque mais ne s'accorde pas encore sur son épaisseur. Un autre débat : pourquoi les galaxies ont-elles atteint leur pic d'activité en termes de formation d'étoiles il y a environ 9 milliards d'années ? De même, les chercheurs n'ont toujours pas réussi à trouver les étoiles dites de " première génération. " La communauté scientifique cherche aussi à comprendre quel est le rôle des trous noirs dans la dynamique de l'évolution des galaxies.

De nouveaux télescopes, tels que l'E-ELT (télescope géant européen) au sol et le JWST (James Webb Space Telescope) dans l'espace, et des missions spatiales comme la mission Euclid, consacrée à l'étude de l'énergie noire, sont actuellement développés afin de répondre à ces questions. Ils collecteront des données précises sur toutes les longueurs d'onde possibles émises par les galaxies et permettront de découvrir des galaxies plus petites tout en observant avec beaucoup plus de détails celles déjà connues. Ainsi, très récemment, le CEA a dirigé une collaboration internationale qui a détecté le plus lointain amas de galaxies jamais découvert dans l'Univers.

L'observation de cet amas, dont l'instantané a été pris lorsque l'Univers n'avait " que " 2,5 milliards d'années révèle plusieurs galaxies en pleines " flambées d'étoiles. "

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Notre Univers est composé de nombreuses galaxies, dont notre galaxie la Voie Lactée. Mais qu'est-ce qu'une galaxie ? Toutes les galaxies se ressemblent-elles ? Comment les étudier et les décrire ? Quels sont les enjeux de la recherche sur ces objets spatiaux ? Lumière sur les galaxies.

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Composition d'une étoile

Le gaz composant les étoiles est " ionisé ", c'est-à-dire que les électrons électriquement chargés négativement sont totalement ou partiellement séparés des noyaux électriquement chargés positivement. On appelle ce gaz un plasma.

A l'œil nu ou au télescope en lumière visible, on ne voit que la surface lumineuse des astres. Grâce aux télescopes scientifiques terrestres et spatiaux, l'ensemble du spectre électromagnétique de l'étoile peut être observé. Chaque domaine du spectre apporte des informations spécifiques sur l'origine, l'évolution et le fonctionnement des astres. Par exemple, les rayons infrarouges nous apprennent où et comment les étoiles se forment, la lumière visible nous renseigne sur la composition chimique des étoiles et les ondes radio sur leur activité magnétique. Enfin les rayons X et les gammas révèlent les très hautes températures atteintes lors des explosions qui ont lieu à la fin de la vie des étoiles.

L'ensemble des données provenant de tous ces rayonnements permet de mesurer précisément quelle est la quantité d'énergie produite par une étoile, la température à sa surface ou encore sa composition chimique et son impact sur l'environnement interstellaire.

Pourquoi les étoiles brillent-elles ?

L'équilibre des étoiles dans l'Univers est régi par deux effets opposés : la gravitation, qui tend à compresser le gaz qui compose l'étoile et la pression thermique de ce gaz qui tend à le dilater.

Le cœur d'une étoile est extrêmement chaud. La différence de température entre le cœur et la surface de l'étoile entraîne un flux de chaleur, donc d'énergie, du centre vers l'extérieur. Cette chaleur est finalement rayonnée par l'étoile à sa surface et fait que nous la voyons briller.

L'énergie des étoiles est due aux réactions nucléaires de fusion qui ont lieu en leur centre. Les étoiles évoluent en transformant l'hydrogène en éléments plus lourds. A la fin de leur vie, les réactions nucléaires s 'emballent et les étoiles se gonflent avant finalement de se contracter définitivement, pour la plupart d'entres elles, en un astre très dense lorsque leurs ressources internes tarissent. Celui-ci va se refroidir lentement jusqu'à ce qu'il ne brille presque plus. La durée de vie d'une étoile varie ainsi en fonction de sa masse. Plus une étoile est grosse, plus elle consomme rapidement son énergie. Une étoile massive peut vivre quelques dizaines de millions d'années alors que les étoiles plus petites peuvent vivre des dizaines, voire même des centaines de milliards d'années.

Naissance d'une étoile

A l'intérieur des galaxies, on trouve de gigantesques nuages de gaz et de poussières, appelés nuages moléculaires. Leur forme a récemment été révélée dans l'infrarouge. Loin d'être sphériques, ils se structurent en un réseau de filaments interstellaires. Probablement sous l'effet conjugué de la turbulence et de la gravitation, une partie de ces filaments peut se condenser, se contracter puis se fragmenter en poches de gaz : les cœurs protostellaires. Dans ces cœurs, la masse de gaz s'accumule progressivement, l'agitation des particules augmente et la température du gaz s'élève jusqu'à environ un million de degrés. A ce stade, on considère qu'il s'agit d'une protoétoile. Chaque protoétoile devient ensuite de plus en plus dense en s'effondrant sur elle-même sous l'effet de la gravité. La température augmente encore jusqu'à ce qu'elle soit suffisamment élevée pour produire des réactions de fusion thermonucléaire. Avec ces réactions, la protoétoile devient une étoile.

La formation d'une étoile peut être observée par les astrophysiciens grâce aux rayonnements infrarouge et submillimétrique émis par le gaz et la poussière composant les cœurs protostellaires.

Vie et mort d'une étoile

Durant leur vie, la structure interne des étoiles évolue comme leur taux de rotation et leur activité magnétique. Ces deux processus sont intimement liés via un effet appelé dynamo fluide qui convertit de l'énergie mécanique en énergie électrique. A l'intérieur d'une étoile, les zones turbulentes et convectives, où l'énergie est transportée, non pas par la lumière, mais par les mouvements à grande échelle de la matière, génèrent des courants électriques. Ces courants, combinés à la rotation de l'étoile, génèrent à leur tour, via l'effet dynamo, des champs magnétiques dont l'intensité et la structure changent au cours du temps. Dans le cas du Soleil par exemple, le fameux cycle de 11 ans et l'apparition périodique des taches solaires sont une illustration de cette activité magnétique des étoiles.

Le Soleil passe par des maximums puis par des minimums d'activité et cela a un impact direct sur la Terre, car des éruptions très énergétiques peuvent impacter notre planète. Cette activité magnétique est très intense dans les étoiles jeunes et se calme au fur et à mesure de l'évolution de l'étoile, lorsque sa rotation ralentit. La durée des cycles magnétiques s'allonge alors et leur intensité s'amenuise. Ce ralentissement, important pour les étoiles de type solaire, est dû au vent de particules appelé "vent solaire", qui extrait de la masse et de la "quantité de rotation" (plus précisément du "moment cinétique") de l'étoile. On parle alors de gyrochronologie ou de magnétochronologie, pour désigner l'évaluation de l'âge des étoiles en fonction de leur rotation ou de leur magnétisme.

Le magnétisme solaire nous permet donc de comprendre le magnétisme des étoiles et vice-versa.

Une autre manière de comprendre les étoiles est d'en sonder l'intérieur profond. Ceci est possible grâce à une technique dite de "sismologie stellaire" ou "héliosismologie", qui, par l'étude des vibrations (ondes sonores ou mixtes) se propageant dans les étoiles, nous renseigne sur leur intérieur, un peu comme la comparaison du son d'un tambour ou d'une trompette, nous permet de distinguer la taille et la nature du matériau composant de l'instrument de musique.

La sismologie solaire et stellaire a permis de grandes avancées en décrivant la structure et la dynamique interne des étoiles, amenant les scientifiques à réviser la compréhension classique des étoiles. Dans le Soleil, cette technique d'observation indirecte, " de l'intérieur ", a mis en évidence la rotation interne solaire et la présence d'une forte zone de mélange appelée la tachocline, à la séparation entre le cœur radiatif du Soleil en rotation rigide (rotation en bloc solide) et la zone convective, la région plus extérieure, animée de forts mouvements de convection.

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Le gaz composant les étoiles est " ionisé ", c'est-à-dire que les électrons électriquement chargés négativement sont totalement ou partiellement séparés des noyaux électriquement chargés positivement. On appelle ce gaz un plasma. A l'œil nu ou au télescope en lumière visible, on ne voit que la surface lumineuse des astres.

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​Qu'est-ce que la matière noire ?

Notre Univers se compose de matière dite " ordinaire " qui va constituer tout ce qui nous entoure comme les atomes de notre corps, les étoiles ou les planètes. Afin d'expliquer certaines observations du cosmos, il existerait une autre matière, appelée matière noire, car elle ne rayonne pas dans l'Univers, ne réfléchit ni n'émet la lumière (n'interagit pas avec la force électromagnétique).

Elle serait apparue en même temps que la matière ordinaire après le big-bang, il y a 13,7 milliards d'années. Interagissant faiblement avec la matière ordinaire, elle échappe encore aux outils de détection.

A la différence de la matière ordinaire qui est sensible aux quatre interactions fondamentales : les forces nucléaires faible et forte, l'électromagnétisme et la gravitation, la matière noire ressentirait la force de gravitation et aussi, selon certains modèles, la force nucléaire faible.

Pourquoi la matière noire est-elle
difficilement détectable ?

La matière noire n'a pas encore été détectée aujourd'hui parce qu'elle traverserait la matière ordinaire sans réagir avec elle ni par interaction forte ni par interaction électromagnétique. Il existe cependant des candidats de particules de matière noire qui pourraient interagir avec les noyaux par interaction faible.

De quoi la matière noire serait-elle constituée ?

Plusieurs modèles scientifiques existent pour tenter de caractériser les propriétés de la matière noire. L'un des plus avancés est celui des " wimps " (Weakly Interacting Massive Particles).

Selon ce modèle, la matière noire serait constituée de particules massives, donc sensibles à la gravitation, qui interagiraient aussi faiblement avec la matière ordinaire via la force nucléaire faible. La masse d'une particule de cette matière serait de 1 à 100 000 fois plus importante que celle d'un proton par exemple.

Quels sont les indices de l'existence de la matière noire ?

Par déformation de l'espace, les astrophysiciens observent des " empreintes " où la matière noire serait présente. Deux indices montreraient l'existence de la matière noire dans l'Univers.

Indice n°1 : La lentille gravitationnelle ou le mirage gravitationnel

Selon la théorie de la relativité générale, les objets massifs déforment l'espace ; les rayons lumineux sont déviés. L'image d'une étoile située derrière un objet massif (appelé lentille), tel qu'un trou noir ou un amas de galaxies, nous parvient déformée. C'est l'effet de lentille gravitationnelle.

En étudiant cette déformation, les chercheurs peuvent déduire la masse totale de la lentille. En considérant la masse de matière ordinaire de celle-ci, on ne reproduit pas la déformation. C'est un indice de l'existence d'une masse supplémentaire : la matière noire.

Indice n°2 : La vitesse de rotation des étoiles dans une galaxie

Simulation de la galaxie spirale NGC 4725. © M. Pugh

Les galaxies tournent sur elles-mêmes. Les étoiles qui les composent sont soumises à deux forces à l'équilibre : la gravitation qui les attire vers le centre et la force centrifuge qui les repousse.

Plus la distance par rapport au centre de la galaxie augmente, plus la gravitation faiblit ; la force centrifuge devrait aussi diminuer pour conserver l'équilibre afin que les étoiles restent dans la galaxie. Les chercheurs s'attendaient à ce que les vitesses orbitales des étoiles externes décroissent (courbe bleue). Mais la courbe réellement observée se stabilise (en rouge).

C'est dans les années 30 que Fritz Zwicky relève cette anomalie dans le mouvement des galaxies en observant un amas. Il imagine une masse manquante invisible qui agirait par gravitation pour garder tel quel l'amas.

Son intuition était bonne. Dans les années 70, Vera Rubin fait le même constat, mais à l'échelle des galaxies : les étoiles tournent trop vite. L'hypothèse de la matière noire revient.

Dans les années 80, l'observation du fond diffus cosmologique (image la plus ancienne de notre Univers) montre que la densité de matière visible n'est pas suffisante pour former les grandes structures de l'Univers. La question de la matière noire s'impose.

Comment rechercher une matière
si elle est indétectable ?

Pour découvrir la matière noire, les scientifiques ont trois stratégies possibles : détecter l'effet qu'elle induit sur la matière ordinaire, la produire par l'énergie dégagée lors de la collision de protons de haute énergie, ou encore observer les produits de l'annihilation de deux particules de matière noire qui se produit dans le cosmos.

Détecter la matière noire

Lorsqu'une particule de matière noire frappe un noyau de matière ordinaire, elle pourrait provoquer un recul de celui-ci. Détecter cet infime mouvement permettrait de signer son passage.

Pour être sûr de capter des événements si ténus, les détecteurs doivent être conçus dans un matériau très peu radioactif et protégés des radiations parasites afin de minimiser le bruit de fond qui cacherait le signal recherché.

Ceux de l'expérience Edelweiss sont donc abrités dans le laboratoire souterrain de Modane en France, à 1 700 mètres sous la montagne. Depuis sa création, l'expérience n'a détecté que des événements de bruit de fond et aucun signal compatible avec le passage d'une particule de matière noire. L'expérience continue à guetter une interaction qui prouverait leur existence.

Mais cette méthode directe ne permettra pas à elle seule de dresser la carte d'identité complète de ces particules. Pour cela, il faut les créer en laboratoire, notamment avec les expériences en cours au LHC (Large Hadron Collider, accélérateur de particules du Cern, à Genève en Suisse).

Produire de la matière noire

Il parait surprenant de dire que l'on peut produire de la matière. L'équation d'Einstein " E=mc² " montre qu'il est possible de créer de la matière (m) à partir d'énergie (E). C'est ce qui se serait passé lors du Big Bang où de l'énergie est devenue la matière de notre Univers.

Le LHC est une infrastructure scientifique où ont lieu des collisions de protons de très hautes énergies. L'énergie atteinte lors de la collision permet de créer des particules de très grandes masses dont théoriquement des particules de matière noire. Ces dernières ne laisseront pas de traces dans les détecteurs. Dans le bilan d'énergie de chaque collision de protons, les chercheurs vont voir s'il manque de l'énergie. Si c'est le cas, cette perte d'énergie pourrait être affectée à la création de ces particules. C'est cette technique d'énergie manquante après la collision qui signerait la création d'un wimp. Cependant, depuis le début du LHC en 2009, aucun candidat n'a été trouvé.

La montée en énergie et en puissance du LHC va permettre de produire des particules de plus en plus massives et augmenter les probabilités de détection des événements rares, telle la matière noire. Si des particules de matière noire sont créées en laboratoire, encore faudra-t-il prouver qu'elles existent aussi dans l'Univers... et donc en trouver dans le cosmos à l'aide de télescopes.

Observer de la matière noire

Lorsqu'une particule et son antiparticule entrent en collision, on dit qu'elles s'annihilent. L'énergie de cette collision va créer de nouvelles particules. L'annihilation de deux particules de matière noire produirait des particules ordinaires détectables dont des photons de hautes énergies appelés rayons gamma. Ceux-ci sont particulièrement intéressants car ils se propagent en ligne droite, ce qui permet aux chercheurs de remonter à leur source. Lorsque ces rayons gamma atteignent l'atmosphère terrestre, ils interagissent avec les atomes de l'atmosphère et produisent une gerbe de particules secondaires, qui émettent un flash très ténu de lumière bleutée, la lumière Tcherenkov. C'est cette lumière, quasi-visible, qui est décelée par les télescopes au sol (comme l'expérience H.E.S.S. : High Energy Stereoscopic System) ou par les satellites dans l'espace (comme l'expérience Fermi).

En théorie, d'importantes densités de matière noire sont concentrées au centre des galaxies. C'est donc en direction du centre de la Voie lactée que les physiciens pointent leurs télescopes. Le signal attendu est beaucoup plus fort que celui en provenance des galaxies naines satellites, surveillées depuis l'espace.

Quels enjeux autour de la matière noire ?

La cosmologie est la science qui vise à expliquer la naissance et l'évolution de l'Univers en une théorie avec un minimum de paramètres. Dans le cadre de la théorie de la gravitation d'Einstein, un des paramètres est la matière, incluant la matière noire, qui jouerait un rôle essentiel dans la création des grandes structures (le squelette de l'Univers).

Pour le moment aucune expérience - que ce soit en laboratoire ou en observant le cosmos - n'a encore prouvé l'existence de particules de matière noire mais, si elles existent, elles ne pourront pas éternellement échapper à la détection.

D'autres théories de la gravité cherchent à comprendre les observations sans postuler l'existence de matière noire. Pour arriver à reproduire les observations telles que les lentilles gravitationnelles par exemple, les théoriciens modifient les équations liées à la gravitation.

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La matière noire est un sujet qui fascine par son côté obscur. C'est une traque de longue date qui stimule chercheurs et ingénieurs pour trouver sa trace expérimentale et prouver son existence. Elle expliquerait pourquoi notre Univers se compose de galaxies, d'amas de galaxies mais aussi de vides immenses.

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​Les éléments génériques
d'un réacteur nucléaire

Sous l'effet d'une collision avec un neutron incident, un atome d'uranium se brise en deux : cette fission produit l'éjection d'autres neutrons qui peuvent provoquer à leur tour une nouvelle fission, le tout s'accompagnant d'un grand dégagement d'énergie.

Le réacteur nucléaire est un système permettant de contrôler cette réaction en chaîne et de récupérer l'énergie qu'elle dégage. Le réacteur proprement dit, quelle que soit la filière à laquelle il appartient est caractérisé par les principaux éléments suivants :

Le cœur reçoit le combustible qui contient les matières fissiles énergétiques ainsi que des matières fertiles qui, sous l'action des neutrons, se transformeront partiellement en matières fissiles. Le combustible peut prendre différentes formes : pastilles, boulets, particules. Ces éléments peuvent être rassemblés en crayons, en aiguilles ou en plaques, eux-mêmes réunis en assemblages.

Le modérateur a pour rôle de ralentir les neutrons émis lors de la fission, trop énergétiques pour provoquer efficacement une nouvelle fission. Dans les réacteurs dits à neutrons thermiques (comme ceux du parc EDF actuel), les neutrons doivent passer d'une vitesse de 20 000 km/s à une vitesse de l'ordre de 2 km/s, afin que les réactions de fission se produisent plus facilement, et en plus grand nombre. Ces neutrons ainsi ralentis (encore appelés neutrons lents ou neutrons thermiques) sont freinés lorsqu'ils traversent une matière composée d'atomes à noyaux légers qui ne les absorbent pas, comme de l'eau ou du graphite par exemple. Dans les réacteurs à neutrons rapides, on évite au contraire de ralentir les neutrons ; le modérateur est donc absent.

Le fluide caloporteur évacue du cœur l'énergie thermique dégagée par les fissions et transporte les calories vers les systèmes qui transformeront cette chaleur en électricité : turbine et alternateur (" îlot conventionnel " de la centrale nucléaire). Le caloporteur est soit l'eau dans les "réacteurs à eau" (elle y joue également le rôle de modérateur), soit un métal liquide (sodium ou plomb), soit un gaz (historiquement le gaz carbonique, puis l'hélium) dans les réacteurs à caloporteur gaz. Le fluide caloporteur a également pour fonction de maintenir la température du cœur à une valeur compatible avec la tenue des matériaux.

Aujourd'hui à travers le monde, il existe près de 440 réacteurs nucléaires, dont près de 350 sont des réacteurs à eau légère (eau sous pression REP / eau bouillante REB). Les 58 réacteurs du parc français sont de type REP.

Fonctionnement d'un réacteur nucléaire © CEA/Corinne Beurtey

L'exploitation courante
du réacteur nucléaire électrogène

Pour démarrer la réaction en chaîne dans un réacteur, une source de neutrons est nécessaire. Cette source peut être par exemple du californium, ou une association d'américium avec du béryllium ou du polonium.

Une fois la réaction amorcée, des dispositifs de contrôle permettent de réguler la population des neutrons et de maintenir la puissance du réacteur au niveau désiré, voire d'arrêter la réaction en chaîne. Il s'agit de barres de commande, également appelées "barres de contrôle", absorbantes de neutrons, par exemple à base de bore. Ces barres sont mobiles dans le cœur du réacteur : elles peuvent être introduites ou extraites en fonction du nombre de neutrons à absorber. Elles permettent ainsi de piloter le réacteur.A noter : en cas d'incident, l'enfoncement complet - " la chute " - des barres de commande au sein du combustible stoppe presque instantanément la réaction en chaîne.

Des circuits contenant le caloporteur extraient et transportent la chaleur issue de la fission nucléaire. Dans un réacteur à eau sous pression (REP), le caloporteur primaire, fermé et étanche, circule en circuit fermé dans le cœur et transfère sa chaleur à un circuit secondaire via un échangeur de chaleur qui, dans le cas des REP est un générateur de vapeur. Le circuit secondaire sort de "l'îlot nucléaire" pour entrainer via une turbine un turboalternateur, qui générera l'électricité. Un circuit tertiaire, ou circuit de refroidissement, évacue la chaleur inutilisée via un condenseur vers une source froide (eau d'un fleuve ou de la mer) ou à l'air dans une tour de refroidissement. Tous ces circuits indépendants n'échangent que de la chaleur. Ils fonctionnent sous pression, au moyen de circulateurs, de compresseurs, de pompes et de vannes.

Le combustible est usé lorsqu'il ne contient plus suffisamment de noyaux fissiles pour que la réaction en chaîne soit maintenue. Par ailleurs, la gaine étanche contenant le combustible peut s'altérer dans le temps sous l'effet de l'irradiation et de la corrosion en particulier. Le combustible du réacteur doit donc être périodiquement renouvelé.

Le rechargement du combustible nécessite l'arrêt du réacteur. Il s'effectue de manière fractionnée : seulement une partie du combustible est rechargée (1/3 ou 1/4). Le cycle correspond à la durée de fonctionnement d'un réacteur entre deux recharges, entre 1 et 2 ans pour un REP. Un combustible peut durer 3 ou 4 cycles dans un REP, soit entre 3 et 5 ans.

Fonctionnement d'une centrale nucléaire © CEA/Corinne Beurtey

Le cas spécifique des réacteurs
à neutrons rapides (RNR)

Il existe des réacteurs nucléaires dans lesquels les neutrons ne sont pas ralentis par un modérateur. On les appelle les systèmes nucléaires à neutrons rapides. Ils présentent trois intérêts majeurs :

la possibilité de fissionner tout type de plutonium et donc, de multi-recycler le plutonium issu des combustibles usés du parc actuel ;

la possibilité de brûler tout type d'uranium (dans les systèmes à neutrons lents, seul l'isotope minoritaire uranium 235 - ²³⁵U - est utilisé), y compris l'uranium appauvri et celui de retraitement issu du combustible usé ;

la possibilité de transmuter certains actinides mineurs, qui sont les principaux contributeurs de l'émission de chaleur des colis vitrifiés et de la radiotoxicité résiduelle à long terme des déchets ultimes.

Au final, ces concepts de réacteur à neutrons rapides permettent une bien meilleure gestion des matières, en exploitant mieux la ressource en uranium et en diminuant la quantité et la radiotoxicité des déchets produits. De ce fait, ces systèmes présentent un intérêt prononcé dans le cadre des études sur les réacteurs nucléaires du futur.

Sur les 6 systèmes sélectionnés par le Forum Génération IV, trois sont à neutrons rapides. Dans ces réacteurs à neutrons rapides, certains éléments génériques varient sensiblement :

Le combustible d'un réacteur rapide doit être plus riche en matériaux fissiles, afin de compenser la faible probabilité de neutrons allant fissionner. La large part du combustible composée d'uranium 238, noyaux fertiles, va se transformer en plutonium par capture neutronique : ainsi, tout en produisant de l'énergie un RNR a la capacité de produire de la matière fissile.

Par définition, le réacteur à neutrons rapides ne comprend pas de modérateur.

Le choix des RNR impose des contraintes sur la nature du fluide caloporteur à utiliser pour refroidir le cœur du réacteur. Le fait que ce fluide ne doit pas ralentir les neutrons exclut l'eau. Ce fluide doit également avoir de bonnes qualités thermiques pour extraire la chaleur. Le sodium liquide par exemple répond à ces critères.

Pour le reste, le fonctionnement du réacteur - hors de l'îlot nucléaire - reste identique à un réacteur à neutrons lents : un circuit d'extraction de la chaleur sort de "l'îlot nucléaire" pour entraîner via une turbine un turboalternateur, qui générera l'électricité. Un circuit tertiaire, ou circuit de refroidissement, évacue la chaleur inutilisée via un condenseur vers une source froide (eau d'un fleuve ou de la mer) ou à l'air dans une tour de refroidissement.

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Le fonctionnement d'un réacteur nucléaire électrogène

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Sous l'effet d'une collision avec un neutron incident, un atome d'uranium se brise en deux : cette fission produit l'éjection d'autres neutrons qui peuvent provoquer à leur tour une nouvelle fission, le tout s'accompagnant d'un grand dégagement d'énergie. Le réacteur nucléaire est un système permettant de contrôler cette réaction en chaîne et de récupérer l'énergie qu'elle dégage.

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Le multimètre - Electricité - Animation pédagogique flash interactive pour découvrir le multimètre et ses trois fonctions : voltmètre, ampèremètre et ohmmètre qui mesureront respectivement la tension, l'intensité et la résistance. Sciences Physiques et Chimie. PCCL | jean pierre fournat

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Pédagogie - Découvrir le multimètre et ses trois fonctions : voltmètre, ampèremètre et ohmmètre qui mesureront respectivement la tension, l'intensité et la résistance, dans une animation. Programme de physique chimie de quatrième.

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Description : Vidéo pour comprendre comment connecter le voltmètre. Les mesures se font le long d'un circuit électrique composé d'une seule boucle. Matériel : Alimentation - Interrupteur - Ampoule - Multimètre en voltmètre.

Définition
Voltmètre : Le voltmètre est un appareil qui permet de mesurer la tension entre deux points.
Multimètre : Boîtier avec plusieurs appareils. Ampèremètre (intensité du courant), voltmètre (tension) et ohmmètre (résistance)

animation interactive Le cours Le TP

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Mesures des tensions - Electricité - Vidéo pour découvrir la mesure des tensions dans un circuit simple allumage. Une boucle simple. Les mesures se font avec un multimètre virtuel, monté en voltmètre. Sciences Physiques et Chimie. PCCL

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Découvrir la mesure des tensions dans un circuit simple allumage. Une boucle simple. Pédagogie : Les mesures se font avec un multimètre virtuel, monté en voltmètre, dans une vidéo. Programme de physique chimie de quatrième. 4e

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Lois des tensions - Electricité - Animation pédagogique flash interactive pour les lois des tensions électriques, pour des dipôles en série ou en dérivation. Les mesures se font avec un multimètre virtuel, monté en voltmètre. Sciences Physiques et Chimie. PCCL | jean pierre fournat

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Découvrir les lois des tensions électriques, pour des dipôles en série ou en dérivation. Pédagogie : Les mesures se font avec un multimètre virtuel, monté en voltmètre, dans une animation flash interactive. Programme de physique chimie de quatrième.

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Cassini, l'Astronome du roi et le satellite - Exposition virtuelle

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Jean-Dominique Cassini (1625-1712) a joué un rôle central dans les découvertes de son temps. Le tricentenaire de sa mort, inscrit dans le recueil des célébrations nationales, est l'occasion de lui rendre hommage. L'exposition retrace tout d'abord l'œuvre de l'astronome au travers de documents scientifiques exceptionnels, puis met en lumière la postérité et les prolongements actuels des recherches incarnés notamment par la mission Cassini-Huygens.

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College - Physique-chimie - Francetv Éducation

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L'organisation et la transformation de la matière, le mouvement et ses interactions, l'énergie et ses conversions, les signaux pour observer et communiquer : tel est le programme de la physique-chimie au collège.

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Cycle 3 / Sciences et technologies - lesite.tv

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lesite.tv - Les sciences et la technologie apprennent aux élèves du cycle 3 ont pour vocation de faire comprendre le monde aux élèves, de développer leur capacité à raisonner et de les former en tant que citoyens.Le programme est réparti en quatre thèmes principaux organisés autour de : Matière, mouvement, énergie, information ; Le vivant, sa diversité et les fonctions qui le caractérisent ; Matériaux et objets techniques ; La planète Terre.

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Le Professeur Moustache et son assistant Nathanaël sont de retour ! Sous la plume de Marion Montaigne et avec la voix, truculente, de François Morel, ils se mettent en quatre pour expliquer les phénomènes scientifiques du quotidien.

Le Professeur Moustache et son assistant Nathanaël sont de retour ! Sous la plume de Marion Montaigne et avec la voix, truculente, de François Morel, ils se mettent en quatre pour expliquer les phénomènes scientifiques du quotidien.

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Le Professeur Moustache et son assistant Nathanaël sont de retour ! Sous la plume de Marion Montaigne et avec la voix, truculente, de François Morel, ils se mettent en quatre pour expliquer les phénomènes scientifiques du quotidien.

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Survive on Mars 2023 – Survivre, reconstruire, explorer

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Il y a quelques temps, j'étais tombé sur une photo où un gars disait que son téléphone mesurait approximativement 3/4 d'une banane. L'idée était qu'il avait utilisé une unité de mesure totalement aléatoire pour mesurer son téléphone.

J'avais alors répondu en disant que le système d'unités impérial encore utilisé - entre autre - aux USA ne valaient pas beaucoup mieux : le pied ou le pouce ont des dimensions qui ont été prises à une époque par et sur une personne qui n'existe plus aujourd'hui. Toujours aux USA, on peut faire la même remarque sur le degré Fahrenheit : à l'origine, 1 °F correspond à un douzième du huitième de la différence de température entre le sang d'un cheval et la température la plus froide mesurée à Dantzig (Allemagne) durant l'hiver 1708. Sur cette échelle, l'eau gèle à 32 °F et bout à 212 °F.

Toutes ces méthodes pour créer une unité peuvent être utilisées, mais elles posent quelques problèmes. Par exemple, comment redéfinir l'échelle de température Fahrenheit si jamais le thermomètre de référence est perdu, étant donnée que l'année 1708 n'est plus et ne sera plus jamais là pour faire son 0 °F ?

Pour contrer ce problème, aujourd'hui on utilise plutôt des unités basées sur des phénomènes physiques reproductibles, indépendantes d'un lieu, d'une époque, d'objets ou des personnes.

Des unités définies par des constantes physiques

Pour rester dans la température, l'unité de base aujourd'hui est le Kelvin (utilisée partout en sciences). Le 0 K correspond à la température minimale vers laquelle tend la matière quand on lui retire toute forme de chaleur. C'est la température minimale à laquelle la matière puisse exister. On considère ensuite le point triple de l'eau (le couple {pression, température} unique où l'eau est à la fois liquide, gazeux et solide) et on gradue ensuite la différence entre les deux. L'avantage ici c'est que les deux mesures pourront toujours être faites : le zéro kelvin absolu et le point triple de l'eau sont universels et ne dépendent ni d'un lieu ni d'une année précise.

Pour définir les distances, on utilise le mètre, qui est basé sur la vitesse de la lumière, une constante universelle absolue, et sur la seconde, une unité elle-même basée sur les caractéristiques de l'atome de césium 133. À la fois la vitesse de la lumière et le césium 133 sont des choses qui ne varieront jamais. Redéfinir le mètre ne constitue donc pas un problème, du moment qu'on a la recette.

Ces unités (mètre, seconde, kelvin...) font partie du système international d'unités : un ensemble d'unités que l'on définit à partir d'équations et de constantes universelles (où que l'on cherche à définir comme tel, car le kilogramme ne l'est pas encore, mais on y travaille).

Ce système, consistant et (quasi-)complet, dépend des constantes intrinsèque de notre univers : quoi qu'il arrive à notre planète, tant que la définition de nos unités ne sont pas perdues, on saura les retrouver. Ceci est un grand pas en avant par rapport à la définition du Fahrenheit qui nécessite un voyage dans le temps vers l'année 1708 et le sacrifice d'un cheval.

Mais... il y a quand-même un problème. Deux problèmes, en fait.

Les limites des unités du système du système international

Des unités non universelles

Si l'on prend le cas du mètre, ce n'est qu'au vingtième siècle que l'on a décidé que le mètre était la distance parcourue par la lumière durant la fraction $\frac{1}{299792458}$ d'un laps de temps correspondant à 9192631770 oscillations de la radiation émise par la transition d'un électron de l'atome de césium 133. Avant ça, c'était la fraction $\frac{1}{10000000}$ du quart de la circonférence de la Terre (la distance minimale reliant un pôle à l'équateur).

Donc si le mètre mesure un mètre, c'est parce qu'on se trouve sur Terre et que l'on a utilisé les dimensions de notre planète pour définir le mètre. Si la Terre avait été un peu plus grosse ou un peu plus petite, sa circonférence aurait était différente et la taille d'un mètre n'aurait pas été pareil.

Avec la définition contemporaine du mètre, il est possible pour n'importe quelle civilisation extraterrestre, où qu'elle soit, de retrouver la longueur d'un mètre. Cependant, la longueur " 1 m " obtenue sera totalement arbitraire et liée à notre planète Terre.

Pour nous autres humains, le mètre est plus pratique que l'année-lumière, ou que le micro-pouce pour se mesurer. Mais il n'est pas dit qu'elle le soit pour des extra-terrestres ou même d'autres espèces vivantes sur Terre. Pas sûr donc, qu'une autre espèce vivante aurait pris le mètre comme unité de base.

La même remarque peut-être faite pour la seconde : à la base on a pris la fraction $\frac{1}{60}$ de la fraction $\frac{1}{60}$ du vingt-quatrième de la durée de la rotation terrestre, et ce n'est qu'ensuite que l'on a fait tenir dans ce laps de temps un nombre d'oscillations des radiations des électrons du césium 133. Là aussi, la durée d'une seconde aurait été différente sur Mars, sur la Lune ou n'importe où ailleurs dans l'univers, y compris en appliquant le même calcul.

Nos unités, même si elles sont définies à partir de modèles mathématiques et de constantes physiques universelles, ont les valeurs qu'elles ont à cause de leur origine terrestre.

Des unités non naturelles

Le second problème du mètre ou de la seconde, c'est que ces unités sont rattachées à l'être humain.

Ainsi, le mètre a cette dimension car on a décidé qu'il était pratique d'avoir une unité qui fasse la fraction $\frac{1}{10000000}$ du quart de la circonférence de la Terre. On aurait pu prendre aussi la fraction la fraction $\frac{1}{9425111}$ : la méthode aurait été la même. On peut arguer le choix du " dix millionième " par le fait que c'est un nombre bien joli et bien rond, mais là encore...

Si on creuse un peu plus, on voir que ce 10 000 000 est bien rond car il est représenté en base 10. Si nous avions eu un système de comptage en base 60, on aurait eu une fraction différente, comme par exemple la fraction $\frac{1}{(10000)_{60}}$... où 10 000 est donc en base 60 (soit 12 960 000 en base 10).

D'ailleurs, la base 60 est celle qui est utilisée pour la seconde et les minutes : on a défini la seconde comme le soixantième de la soixantième de la vingt-quatrième de la rotation terrestre. L'une des raisons à ça est que les nombres 60 et 24 sont largement plus divisibles que le nombre 10 : ainsi, le nombre 60 est divisible en 2, en 3, 4, 5, 6, 10, 15, 20 et 30, et 24 est divisible en 2, 3, 4, 6, 8, 12, alors que le nombre 10 n'est divisible que que 2 et 5. Il était donc relativement pratique d'utiliser la base 60 et 24 pour diviser une journée en moitiés, en tiers, en quarts...

Dans tous les cas, le choix d'une base 10, 60 ou d'une base 12 ou 24 vient de notre anatomie : on dispose de 10 doigts pour compter et de 12 phalanges sur une autre main. Si les retenues sont comptées sur les doigts de l'autre main, on retrouve notre base sexagésimal : 5×12=60.

Si l'évolution nous avait donné 7 doigts sans phalanges ou 3 doigts avec 5 phalanges, nous aurions eu un système numérique complètement différent et la division de la circonférence de la Terre n'aurait jamais été le même et nos unités non plus. En plus d'avoir des origines terrestres, donc, nos unités ont également une origine anthropologique.

Pour l'anecdote : les révolutionnaires français, juste après 1789, avaient eu l'idée de refaire l'horloge en choisissant une unité de temps basée sur le système décimal : 100 secondes dans une minute, 100 minute dans une heure et 10 heures dans la journée... Mais le système n'a jamais pris (bien qu'il existe encore des montres et des horloges dans les musées...).

Quoi qu'il en soit, base 10 ou 60, une civilisation extra-terrestre saura trouver la distance équivalente à un mètre, grâce aux constantes physiques qui sont les mêmes partout dans l'univers, mais la distance obtenue leur paraîtra comme sortie d'un chapeau.

Alors que faire ?

Une solution est d'utiliser les constantes physiques directement : c'est le système d'unités naturelles.

Les systèmes d'unités naturelles

Dans le système des unités internationales, on utilise les grandeurs pour la distance, les durées, la masse, l'intensité électrique, la température, la quantité de matière et l'intensité lumineuse.

L'univers n'a pas de constante correspondant à la durée, ni même à une masse ou une longueur. Par contre, elle une unité absolue de vitesse : la vitesse de la lumière !

Dans un système d'unités naturelles, on n'aura donc pas d'unité de base pour les longueurs ou les durée, mais on aura directement une unité de vitesse : l'unité de vitesse correspondra à 1 $c$, soit directement 1 fois la vitesse de la lumière. Dans ce système, l'unité de longueur est une unité dérivée de la vitesse (à l'inverse du système international d'unités, donc).

Il existe à ce jour plusieurs systèmes d'unités basés sur les constantes universelles. L'une d'elle, probablement la plus connue, est le système d'unités de Planck.
Parmi les différentes constantes de la physique, on trouve la constante de gravitation universelle $G$, la constante de Planck $\hbar$. En y ajoutant $c$, la vitesse de la lumière, on peut exprimer les longueurs. Ici, la longueur de Planck $\ell_P$ :

$$\ell_P = \sqrt{\frac{\hbar G}{c^3}}$$

De même, son unité de temps est alors simplement $l_P$ divisée par la vitesse de la lumière $c$ :
$$t_P = \frac{\ell_P}{c} = \sqrt{\frac{\hbar G}{c^5}}$$

Ce système d'unités est universel, dans le sens où seul l'univers nous fournit ce dont on a besoin : tous les nombres ($c$, $G$, $\hbar$...) sont intrinsèque à l'univers et seulement ça. Les unités dérivés ne sont pas obligatoires : on peut très bien exprimer les vitesses en pourcentage de $c$, plutôt qu'en kilomètres (une distance) par heure (une durée). Une vitesse sera toujours le rapport d'une portion de l'espace sur une portion du temps qui passe, mais le choix de l'unité de base et de l'unité dérivé est sans importance. Le système naturel utilise ce qui se trouve dans la nature directement.

L'avantage de ce système, c'est que si une civilisation extraterrestre est au moins aussi avancée que nous dans le domaine de la science, alors ils auront découvert que la vitesse de la lumière et la constante de Planck sont universelles, et sauront les utiliser pour concevoir un système d'unités avec tout ça.
Si leur unités usuelles sont une fraction de la circonférence de leur planète, ou la longueur d'un pied d'un de leur roi, alors elles seront différentes de nos unités à nous (pourtant basées sur une méthode de définition identique). Mais si leurs unités sont basées sur les constantes de l'univers et les nôtres aussi, alors les grandeurs seront identiques pour nous comme pour eux, et c'est cela qui est important ici.
Un système d'unités naturelles est un système d'unités absolu qui ne dépendent que des constantes intrinsèques de notre univers. C'est pour ça qu'ils ont été créés.
Un des avantages d'un tel système, c'est que n'importe quel civilisation intelligente de cet univers finira par les retrouver à l'identique de nous, ce qui pourrait peut-être un jour s'avérer utile ...
image d'en-tête de Kevin Dooley
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Dans la série " il y a une raison à tout ", peut-être désirez-vous savoir d'où vient le 1,5 V des piles alcalines ou saline ?

Bien-sûr, on trouve également des piles plates de 4,5 V, ou des piles de 6 V, et même de 9 et 12 V. Mais si vous avez déjà ouvert une telle pile, vous savez qu'elles contiennent 3, 4, 6, et 8 unités de 1,5 V chacune respectivement.
Il y a évidemment une raison à ce 1,5 V et elle réside dans la nature même d'une pile, qui est un dispositif chimique.
L'oxydo-réduction

Dans une molécule, les atomes s'organisent en partageant leurs électrons. Quand deux molécules réagissent entre elles, elles peuvent s'échanger des électrons : une telle réaction, où ce qui est échangé sont des électrons, est appelé une réaction d'oxydo-réduction. Un des composé (le réducteur) se transforme et libère un électron, et un autre, l'oxydant, le capte pour se transformer également.

Le truc ingénieux dans une pile électrique, c'est que le réducteur et l'oxydant ne sont pas directement en contact. Ils sont séparés par une barrière imperméable aux électrons. La seule façon pour qu'un électron passe du réducteur vers l'oxydant, c'est en passant par un fil électrique : c'est notre circuit électrique !

Une pile seule, c'est donc deux produits chimiques qui ne peuvent pas se mélanger.
Quand on relie les deux bornes de la pile par un fil, les électrons quittent le réducteur par la borne négative pour aller réduire le produit oxydant qui se trouve derrière la borne positive.

La réaction chimique ne peut donc se produire que lorsqu'on branche la pile dans un circuit. Par suite, tant que la réaction a lieu, le courant circulera. Ce n'est que lorsque tous les réactifs sont consommés que la réaction s'arrête et que le courant cesse de circuler : la pile est alors vide.

La composition d'une pile électrique

On l'a vu au dessus : dans une pile, il y a deux ensembles : l'anode, qui veut donner des électrons, et la cathode qui veut les capter. On parle même de " demi-piles " :

Schéma d'une pile alcaline de type zinc / dioxyde de manganèse.

Si l'on prend l'exemple des piles alcalines, l'anode contient du zinc en milieu basique, qui libère des électrons en devenant de l'oxyde de zinc :

$$Zn_{(s)} + 2OH{-}_(aq) \longrightarrow ZnO_{(s)} + H{2}O_{(l)} + 2e^{-}$$

De l'autre côté, à la cathode, les électrons arrivent sur du dioxyde de manganèse baignant dans de l'ammoniaque et l'ensemble va former du sesquioxyde de manganèse :

$$2MnO_{2, (s)} + H_{2}O_{(l)} + 2e^{-} \longrightarrow Mn_2O_{3, (s)} + 2OH^{-}_{(aq)}$$

Or, comme dans les faits les deux demi-piles ne peuvent fonctionner l'une sans l'autre, on peut écrire ces deux équations de demi-piles en une seule équation totale de la pile :

$$Zn_{(s)} + 2MnO_{2, (s)} \longrightarrow Mn_2O_{3, (s)} + ZnO_{(s)}$$

Dans un circuit électrique, ce qui fait la nature même de l'électricité, c'est la circulation des électrons.
Cette dernière équation se produit par un transfert d'électrons d'un réactif à un autre, et ces électrons empruntent le chemin du circuit électrique.

Et ce fameux " 1,5 V " ?

Il y a deux caractéristiques principales notables pour un courant électrique :

l'intensité : il s'agit du nombre d'électrons qui passent dans le circuit ;

la tension : il s'agit de la " vivacité " des électrons, la force avec laquelle ils traversent le circuit.

Pour augmenter l'intensité, il suffit de mettre plusieurs piles en parallèle : le nombre d'électrons libérés par les réactions dans chacune des piles va alors automatiquement augmenter.

Pour la tension, il faut savoir que quand un atome ou une molécule libère un électron, il le fait avec plus ou moins de facilité. C'est ici qu'intervient la notion de potentiel électrique : ici, c'est le potentiel qu'a une molécule pour libérer un électron.

La tension électrique dans un circuit correspond à la différence de potentiel électrique entre les extrémités du circuit. Ici, plus l'anode pousse les électrons dans le circuit, plus son potentiel est négatif et plus la cathode arrive à les consommer, plus son potentiel est positif. La différence de potentiel entre l'anode et la cathode correspond à la tension nominale de la pile.

Les potentiels de chaque demi-pile sont dictées par les réactifs eux-mêmes. Chaque couple oxydant-réducteur a un potentiel chimique bien précis.
Ainsi, dans le cas de la pile alcaline zinc-dioxyde de manganèse, on a :

à l'anode : ${Zn}/{Zn0}$ : −1,28 V

à la cathode : ${MnO_2}/{Mn_2O_{3, (s)}}$ : +0,15 V

La différence entre les deux est de 1,43 V, ce qui correspond bien environ aux 1,5 V des piles alcalines standard.

Et les autres piles et batteries ?

Dans les autres piles, on a la même chose : deux demi-piles, avec deux réactions : une qui libère un électron et une autre qui la consomme.

Dans la pile saline, qui est similaire à une pile alcaline, c'est juste que le zinc et le dioxyde de manganèse baignent dans une solution acide. Plusieurs réactions ont lieu sur le manganèse, mais la tension totale de la pile est là également sensiblement de 1,5 V.

Les accumulateurs Ni-Cd ou NiMH ont quant à elles une tension nominale de ~1,2 V, à cause des potentiels de réduction valant −0,49 pour l'anode et +0,80 sur la cathode.

Dans tous les cas précédents, les potentiels sont très proches les un des autres et ceci est plutôt pratique : un appareil conçu pour des piles alcalines fonctionneront aussi (sauf exceptions) avec des accumulateurs NiMH malgré une faible diminution de tension.

Dans les batteries Li-ion et Li-Po, la tension nominale est de 3,7 V : le fonctionnement est le même, mais les différences de potentiel entre les deux demi-piles est alors bien plus important ici.

Dans les piles 4,5 V et les autres, on trouve une suite de plusieurs piles de 1,5 V branchées en série : les potentiels de chaque pile s'additionnent en cascade et l'on obtient 4,5 V pour 3 piles, ou 9 V quand on a 6 piles, etc.
image d'en-tête de Tomblois
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Comme d'habitude quand il fait froid et qu'il gèle dehors, la DDE balance du sel sur les routes pour prévenir la formation de verglas ou la tenue de la neige.

Il y a deux questions qui viennent à l'esprit :

pourquoi du sel et pas autre chose ?

comment le sel arrive-t-il a fondre la glace ou maintenir l'eau liquide ?

Et dont voici les réponses.

Pourquoi utilise-t-on du sel ?
Réponse courte : parce que ce n'est pas cher.
Comme vous allez le voir ci-dessous, l'action du sel sur la glace et sur l'eau provient du fait qu'elle se dissout. On aurait très bien pu utiliser n'importe quoi d'autre pour ça : du sucre, de la soude, du savon, un acide quelconque... Le choix du sel est ici purement un choix économique et pratique. Le sel est abondant partout sur Terre et c'est un produit bon marché.

Le sel a quelques inconvénients tout de même, et d'autres idées existent pour s'en passer.

Déjà, une fois l'hiver passé, le sel ne reste pas sur la route. Il se retrouve dans l'eau, s'infiltre dans le sol et ceci n'est pas une bonne chose pour l'environnement. Bien-sûr, la majeure partie du sel finit dans les rivières, puis les fleuves et retourne dans les océans. Mais entre temps, le sel agit sur le vivant et pas tellement dans le bon sens du terme (c'est principalement le chlore du sel qui n'est pas très bon).

Ensuite, le sel oxyde la carrosseries métallique des voitures. Si l'acier rouille en présence d'humidité et d'air, cette oxydation est très largement accélérée en présence de sel (essayez un clou en fer dans un verre d'eau salé et un autre dans un verre d'eau) !
D'ailleurs, les bateaux sont protégés de ça par des pastilles de zinc ou magnésium, appelés " anodes sacrificielles " qui se corrodent au contact du sel et de l'eau : c'est alors la pastille qui se corrode plutôt que le navire.

Pour toutes ces raisons, certains pays comme la Suisse étudient la possibilité d'employer du sucre à la place du sel.

Aussi, en plus du sel " de table ", le chlorure de sodium, on utilise déjà parfois d'autres types de sels : chlorure de calcium, chlorure de potassium, acétate de potassium... Tous fonctionnent, avec un degré d'efficacité et des températures d'utilisation qui varie, mais le principe physico-chimique est identique à chaque fois, et c'est l'objet de ce qui suit.

Comment le sel fond t-il le verglas ?

En fait, le sel ne fond pas la glace en le réchauffant comme on pourrait le penser : quand vous versez du sel dans un verre d'eau, le contenu du verre se refroidit. D'après un simple test rapide, de l'eau à 22 °C dans lequel je verse quelques cuillères de sel finit à une température de 15 °C. Et il se passe la même chose quand on verre du sel sur un tas de glaçons : si la glace sort du compartiment à glace (typiquement à −4 °C), l'ajout de sel permet de descendre à −10 °C assez rapidement. Si vous essayez avec du nitrate d'ammonium, le refroidissement sera encore plus spectaculaire.
Alors que se passe-t-il ?
De même que pour l'évaporation qui permet aux océans de produire des nuages sans bouillir simplement parce que des molécules d'eau liquide se détachent de la surface pour aller dans l'air, dans le cas de la glace, quand il fait froid, des molécules d'eau viennent se coller une à une à la glace, mais il y a aussi des molécules d'eau de la glace qui retournent dans l'eau liquide.

À la température de fusion de l'eau (0 °C), l'équilibre est parfait entre ces deux flux : dans un récipient isolé contenant de l'eau et de la glace, le système évoluera, puisque certaines molécules changent de phase, mais les quantités de glace et d'eau ne varient pas.
Si la température baisse, alors le flux de molécules d'eau qui vont de l'eau vers la glace l'emporte : la formation de glace devient plus importante. Il reste toujours (et c'est important ici) une toute petite pellicule d'eau liquide à la surface de la glace car ce sont les molécules qui passent de la glace vers l'eau (c'est ce qui rend la glace si glissante).

Lorsque l'on vient ajouter sur sel sur de la glace, ce dernier se dissout dans cette pellicule d'eau liquide. Du sel vient se retrouver à l'interface eau-glace et cela va déplacer l'équilibre entre les deux flux de molécules d'eau : le flux de molécules d'eau qui vont de la glace vers le liquide est à nouveau le plus rapide.
Résultat : la glace redevient liquide ! Et ceci, même lorsque la température est en dessous de 0 °C, y compris en tenant compte du fait que la dissolution du sel a pour effet de refroidir l'eau.

Le chlorure de sodium permet ainsi de garder l'eau liquide jusqu'à environ −21 °C. Cette température correspond alors au point de cristallisation du sel : le sel quitte l'eau et forme des cristaux. Il ne participe alors plus à ralentir la solidification de l'eau, et l'ensemble reste en équilibre : le nouveau point de fusion de l'eau saturée en sel est de −21 °C. On parle alors de " température eutectique " : quand on a à faire à deux produits - le sel et l'eau, l'un dissout dans l'autre - qui cristallisent chacun de leur côté alors qu'ils forment normalement un produit homogène.

À cette température eutectique, la température est trop basse pour maintenir l'action du sel : le flux de molécules d'eau fondante ne compense plus le flux de molécules d'eau se solidifiant, et elle finit par geler.

Quand de telles conditions météorologiques se présentent, les autorités peuvent utiliser autre chose que du sel de table, comme du chlorure de magnésium (dont la température eutectique est de −33 °C), du chlorure de calcium (−51 °C) ou bien une mixture de ces différents sels (dont le choix des proportions dépend alors de la météo et des coûts).

Liens et références

Sources des informations :

Liens supplémentaires :
image d'en-tête de Highways England
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J'explique le fonctionnement du moteur de Stirling dans l'article Le moteur de Stirling miniature.
Je me permets ici de compléter l'article en question avec quelques généralités sur les moteurs thermiques.

Le moteur de Stirling est un moteur thermique : il produit un travail mécanique (la rotation d'une roue, qu'on pourrait coupler à une génératrice) à partir d'une source de chaleur. Ceci est à la différence, par exemple, d'un moteur électrique, qui produit un travail mécanique à partir d'un courant électrique
Bien-sûr, la source de chaleur peut être d'origine variée (chimique, géothermique, solaire, électrique, nucléaire...) mais ce n'est pas ce qui importe ici. Le moteur en lui-même n'a besoin que d'une source de chaleur peu importe son origine.

En réalité, pour être plus précis, une source de chaleur seule ne suffit pas : il en faut deux. Et pour être tout à fait exact, il faut une source de chaleur " chaude " et une source " froide ".

En thermodynamique, les notions de " chaud " et de " froid " n'ont pas de sens. Il y a ce qui est chaud et il y a ce qui est moins chaud. La chaleur est une grandeur (comme l'énergie ou la masse) qui peut être grande ou faible. Il n'existe pas de grandeur associée au froid : un objet est simplement dit " froid " quand la chaleur qu'il émet est faible, et " chaud " quand la chaleur qu'il émet est importante.

Pour qu'un moteur thermique puisse fonctionner, donc, il faut deux sources :

une source " chaude " qui émet beaucoup de chaleur ;

et une source " froide " qui émet moins de chaleur que la source chaude.

Dans le moteur de Stirling présenté dans mon article, ces rôles sont remplis par les deux plaques sur la base. Une fois placée sur une tasse d'eau chaude, l'eau chaude constitue une source chaude, et l'air en contact avec la plaque du dessus constitue la source froide.

Pour fonctionner, le moteur absorbe la chaleur de la source chaude et l'évacue dans la source froide (les transferts thermiques se font par simple conduction), en produisant au passage un travail mécanique exploitable :

Diagramme énergétique d'un moteur thermique (image moteur)

La totalité de l'énergie en jeu provient de la source de chaleur $Q_c$ de départ.
Sur cette énergie, une partie $Q_f$ est transmise à la source froide puis évacuée, le reste, $W$ est l'énergie extraite du moteur, sous la forme de travail utile. C'est cette partie là que le moteur produit et qui nous intéresse.

Une équation très simple qui résume la situation est :
$$Q_c = Q_f + W$$

Le travail utile $W$ est d'autant plus important que la différence entre les quantités $Q_c$ de chaleur absorbée et $Q_f$ évacuée est grande.

La première solution pour augmenter cette valeur est d'avoir une source chaude très chaude et une source froide très froide. On le constate très bien en jouant avec un de ces moteurs de Stirling : plus on place l'objet sur une source chaude (eau bouillante) et plus on refroidit la face supérieure, plus le moteur tourne rapidement. On joue ici sur la différence de températures entre les deux sources, on parle de $\Delta T$, dit " delta T ".

Quand le $\Delta T$ est trop faible, le flux global de chaleur n'est plus suffisant et le moteur s'arrête de tourner et donc de produire du travail mécanique. Plus le moteur est performant et sensible, plus il est capable de fonctionner avec des $\Delta T$ faibles (c'est la raison qui fait que le MM-7 fonctionne avec un $\Delta T$ de seulement 4 °C et ça explique aussi son prix).

Notons qu'il ne sert à rien non plus de placer le moteur de Stirling sur de la lave et de refroidir le dessus avec de l'azote liquide : le $\Delta T$ sera effectivement énorme, mais le moteur doit tout de même pouvoir tourner. Il faut laisser au gaz à l'intérieur le temps de se détendre et aux composants de bouger. En effet, le mouvement des biellettes est alternatif et des mouvements trop brusques posent alors un problème d'inertie : si les pistons sont propulsées trop vite dans un sens, il en devient difficile de les freiner pour les tirer ensuite dans l'autre sens. Freiner le piston pour qu'il change de direction pourrait alors consommer une partie de l'énergie mécanique produite, et son rendement chute !

La seconde solution est d'optimiser la géométrie du moteur pour que les pertes soient le plus faible possible et que la quantité $W$ soit la plus grande possible devant $Q_f$. La forme du moteur et le cycle de fonctionne dépend de ce qu'on veut accomplir avec le moteur.

Chaque moteur thermique a donc un $\Delta T$ optimale de fonctionnement : une différence de température à laquelle la quantité de travail exploitable est à un maximum. En dessous, le moteur est en sous-régime et ne chauffe pas assez, au dessus, il tourne trop vite et le mouvement même des pièces mobiles consomme de l'énergie.

C'est pour cette raison que les trois moteurs de Stirling que j'ai mentionné ont tous les trois des températures de fonctionnement optimaux qui sont propres :

le MM-7, très sensible, fonctionne avec un faible $\Delta T$ de 4 °C ;

le moteur de Carl-Aero fonctionne avec des $\Delta T$ de 10~30 °C ;

le moteurs les moins chers supportent des $\Delta T$ bien plus élevés (ils ont l'avantage de produire beaucoup plus de travail, de couple, mais comme ce n'est pas le but d'un tel objet de décoration, les moteurs avec un $\Delta T$ faible sont plus chers).

Dans un moteur essence ou diesel, on observe la même chose : un moteur de diesel, bien plus gros et fonctionnant à des températures plus élevées, a bien plus de puissance (c'est pour ça qu'ils sont utilisés dans toutes les machines agricoles ou industrielles).
Chaque type de moteur, et même chaque moteur est réglé pour un type d'utilisation optimal, et quand on utilise un moteur pour ce pourquoi il est prévu, il consomme moins, pollue moins, s'use moins et est plus rentable.

En pratique, les moteurs essence ont un rendement maximal d'environ 35 % (mais au total, une voiture n'a une efficacité énergétique dépassant rarement 15 %). Les moteurs Stirling montent jusqu'à 40 %, d'où leur intérêt dans certains cas. Tout le reste de l'énergie est constitué des pertes thermiques.
image d'en-tête de Jerry Bowley
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Dans la suite de mes articles sur les objets scientifiques (j'ai déjà le thermomètre de Galilée et le radiomètre de Crookes), voici un autre appareillage plutôt sympa : le moteur de Stirling miniature.

En version miniaturisé par rapport à sa conception initiale (à taille industrielle) par Robert Stirling en 1816, ce moteur présente la capacité de fonctionner grâce à la chaleur d'une tasse de café ou de thé chaud. Quand on place le moteur sur une tasse chaude, le moteur se met à tourner, alimenté par la chaleur du café.

La version industrielle a été conçue pour largement adoptée pour le fait qu'il fonctionnent par combustion externe, à l'opposé des moteurs à combustion interne qui à l'époque avaient tendance à exploser...

Le fonctionnement du moteur de Stirling

Le moteur de Stirling miniature se présente comme un socle dans laquelle se trouve un gros piston (le déplaceur), et un petit piston dans sa " cheminée ". Les deux sont reliés à une roue à inertie par un système de bielles.

Déjà, il est important de voir - une fois de plus - que les composants les plus imposants (la roue et le déplaceur) ne sont pas les endroits " où se passe la science ". Les phénomènes thermodynamiques se passent essentiellement sur le tout petit piston et sur les deux faces du socle.

Le socle du moteur constitue une enceinte renfermant du gaz (de l'air). Le volume de gaz dans l'enceinte ne varie que par le déplacement du petit piston : en position basse, le volume est légèrement réduit et en position haute, le volume est augmenté.
Les faces du socle sont métalliques et constituent les sources de chaleur : chaude sur le dessous et froide sur le dessus. Le gros piston dans la base, le déplaceur, n'est là que pour déplacer l'air au sein de l'enceinte : aucune force mécanique ne peut en être tirée.

Comme tous les moteurs rotatifs, le fonctionnement se fait selon un cycle. Le cycle est fermé et le moteur tourne, encore et encore. Il n'y a pas d'importance dans le choix du " début " du cycle : je prendrais donc la celui le plus simple à comprendre.

Le cycle de stirling.

1. La détente.
Le déplaceur est en haut de l'enceinte : de l'air se trouve en dessous mais pas au dessus. Si l'on place le moteur sur une tasse chaude, la face inférieure du socle se réchauffe. L'air dans l'enceinte se détend et le petit piston est poussé vers le haut, entraînant la roue qui fait alors un quart de tour.

2. Le refroidissement
La roue à inertie, maintenant en rotation, a acquis de l'énergie, de l'inertie : il continue donc de tourner (un nouveau quart de tour) et il pousse le déplaceur tout en bas. Ce dernier déplace tout l'air au dessus de lui, ce qui le refroidit au contact de la plaque supérieure.

3. La compression
L'air, refroidie, se contracte : le petit piston est tiré vers le bas et il entraîne la roue qui effectue un troisième quart de tour.

4. L'échauffement
La roue, mise en rotation par la descente du petit piston, a de nouveau acquis de l'inertie : sa rotation se poursuit durant un dernier quart de tour au cours duquel il va tirer le déplaceur vers le haut. Ce dernier a déplacé tout l'air vers le bas, lequel se réchauffe et l'on revient au point 1 du cycle.

Ces quatre étapes se suivent dans cet ordre.
C'est uniquement l'action du petit piston qui provoque la rotation de la roue et le fonctionnement du moteur. Le déplaceur n'est là que pour brasser l'air et le faire alternativement entrer en contact avec la plaque chaude et la plaque froide.

Dans le moteur d'une voiture, les gaz se trouvent dans des cylindres et sont comprimés à des pressions énormes (jusqu'à 100 bars) par des pistons. Dans le moteur de Stirling miniature, la compression ne se joue qu'avec un faible déplacement d'un tout petit piston. La compression est donc infime. Cela réduit beaucoup la puissance du moteur, mais lui permet également de tourner avec une très faible différence de température (on parle aussi de delta-T).

Le moteur de Stirling MM-7 de l' American Stirling Company de l'image d'en-tête est annoncé comme pouvant fonctionner avec un delta-T de seulement 4 °C.
Elle peut tourner indéfiniment grâce à la chaleur d'une main !

J'ai dit que c'est la différence de température des deux plaques qui fait tourner le moteur, mais pas dans quel sens cette différence doit être. En effet, si on pose le moteur sur une plaque réfrigérante il tournera également... mais dans l'autre sens !
Les plaques chaudes et froides sont donc les plaques supérieures et inférieures respectivement.

Un cycle thermodynamique réversible

Si le moteur peut tourner à l'envers sur de la glace, le cycle thermodynamique du moteur de Stirling, lui, reste le même et dans le même sens.

Le cycle de Stirling est tel qu'il peut lui aussi fonctionner à l'envers. Dans ce cas, il s'agit d'entraîner la roue et il apparaît alors une différence de température sur les deux plaques.
En pratique, les moteurs de Stirling miniature (comme le MM-7) ne sont pas optimisés pour ce fonctionnement là, mais certaines installations utilisées dans le domaine de la cryogénie utilisent le cycle de Stirling pour produire des températures très froides jusqu'à −269 °C, soit seulement 4 °C au dessus du zéro absolu.

Autres particularités

Les usages du moteur de Stirling ne sont pas très communs, bien qu'il y a quelques applications spécifiques.

Contrairement au moteur à essence qui est à combustion interne (la chaleur est produite dans le moteur), le moteur de Stirling est à combustion externe (la chaleur est produite à l'extérieur). On peut donc utiliser un tel moteur pour récupérer la chaleur d'un moteur essence et produire de l'énergie : on parle alors de moteur de régénération.
Aussi, puisque le moteur tourne plus vite quand la différence de température augmente, certains refroidisseurs d'ordinateur peuvent utiliser un ventilateur entraîné par un moteur de Stirling : plus l'ordinateur chauffe, plus le moteur tourne vite et plus le refroidissement est important.

Aussi, certaines centrales solaires concentrent les rayons du Soleil sur une face d'un moteur de Stirling relié à une génératrice dans le but de produire de l'électricité. Le rendement de ces installations est alors bien plus important qu'une cellule photovoltaïque (plus de 30 % pour le moteur, là où les panneaux se limitent actuellement à 5‑20 % en général).

Enfin, la disposition du piston, du déplaceur et de la roue à inertie peut changer. Il existe ainsi plusieurs formes de moteur de Stirling : alpha, bêta, gamma, etc. Les moteurs miniature généralement montrés, comme dans cet article, sont de type gamma.

Dans le commerce, il existe plusieurs qualités / finitions de moteurs :

j'ai mentionné le modèle MM-7 de l'American Stirling, qui coûte relativement cher mais qui tourne à très faible écart de température : il tournerait indéfiniment si vous le placez sur votre " box-wifi " par exemple.

je peux aussi nommer le moteur de Stirling de Carl-Aero. Il fonctionne sur une tasse d'eau tiède ou chaude. La version transparente fonctionne l'été en plein soleil quand on le pose sur une serviette mouillée. C'est ce que je fais sur cette vidéo.

enfin, les moteurs moins chers (~20 €, comme ceux-ci) fonctionnent très bien également, mais il faudra un verre d'eau bien chaude pour qu'ils tournent. L'avantage de ceux là, c'est qu'ils peuvent tourner beaucoup plus vite et ont plus de force.

Lire la suite...

# data[].attributes.attachment_link.description
Il y a quelques temps, j'étais tombé sur une photo où un gars disait que son téléphone mesurait approximativement 3/4 d'une banane. L'idée était qu'il avait utilisé une unité de mesure totalement aléatoire pour mesurer son téléphone.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Le système solaire est un système planétaire composé d'une étoile, de huit planètes et de milliards de corps dont seulement une infime partie est connue. Il s'agit de notre environnement proche, en banlieue de la Galaxie et dans l'infinité de l'univers.

De notre étoile, le Soleil, en passant par les planètes telluriques de Mercure à Mars, ou les géantes gazeuses comme Jupiter et Saturne avec leurs anneaux et leur cortège de satellites, et jusqu'à Éris au fin fond du système solaire, sans oublier les astéroïdes, les comètes et les planètes naines, vous découvrirez tous les corps célestes qui nous entourent.

Le site est un concentré des connaissances scientifiques de chacun des corps de notre système solaire. Il s'agit d'une collecte d'informations destinée à un large public où aucune expérience ou connaissance spéciale n'est nécessaire.

Je vous souhaite une bonne visite et j'espère que vous trouverez les informations dont vous avez besoin.

Bonne promenade dans le système solaire.

Accès rapide

Actuellement le système solaire compte :

285 satellites orbitant autour d'une planète,

9 satellites orbitant autour d'une planète naine,

1 113 527 astéroïdes,

558 satellites orbitant autour d'un astéroïde,

3 743 comètes,

et des milliers de petits corps.

Définitions de l'Union Astronomique Internationale

Depuis le 24 août 2006, les objets ou corps su Système Solaire sont officiellement divisés en trois classes : les planètes, les planètes naines et les petits corps.

Les définitions définitives de chaque terme ont été posées lors de la 26 ème assemblée générale de l'Union Astronomique Internationale, résolution B5, et exprimées ainsi :

Une "planète" est un corps céleste en orbite autour du Soleil, avec une masse assez importante pour que son auto gravité forme une sphère (ou un équilibre hydrostatique) et il a nettoyé de son orbite tous les astres plus petits. Cette définition fixe à 8 le nombre de planètes du Système solaire.

Une "planète naine" est un corps céleste en orbite autour du Soleil qui, bien que suffisamment massif pour que son auto-gravité une forme une sphère, n'a pas nettoyé son orbite. Il ne doit pas s'agir non plus d'un satellite. Cette définition laisse le champ libre à de nombreux candidats potentiels.

Les "petits corps du Système Solaire" sont tous les autres objets, à l'exception des satellites, en orbite directe autour du Soleil.

Les 285 satellites naturels, aussi appelés lunes, sont les objets en orbite autour des planètes, des planètes naines et des petits corps du Système solaire plutôt qu'autour du Soleil.

Les ordres de grandeur et une promenade à l'échelle

Visitez le système solaire à l'échelle et vivez une expérience unique en vous promenant dans le système solaire avec une échelle assez simple : La Lune mesure 1 pixel, soit 3474.8 km/pixel.

Faites défiler l'univers vers la droite. Force sera de constater que l'espace est essentiellement contitué de vide.

Cette carte vous transportera du Soleil jusqu'à Pluton et vous croiserez certains satellites de planètes géantes, assez gros pour apparaitre.

L'OpenData du Système Solaire

Si vous avez besoin des données relatives aux Système Solaire, toutes les informations physiques et orbitales des astres sont désormais accessibles grâce à une API ouverte.

Cette API du Système Solaire est documentée en français et en anglais. Vous pouvez consulter les astres un par un, choisir les données à consulter et naviguer entre les astres.

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Le système solaire est un système planétaire composé d'une étoile, de huit planètes et de nombreux astres. Il est centré sur le Soleil au sein de la Voie Lactée.

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De l'Antiquité à nos jours, les moyens d'investigation sur le monde ont évolué pour aboutir à une démarche dont les fondements sont communs à toutes les sciences de la nature (physique, chimie, sciences de la vie et de la Terre). Dcéouvrez dans cette animation-vidéo l'évolution de la démarche scientifique au fil du temps.

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Qu'est-ce que la démarche scientifique ?

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Qu'est-ce que la démarche scientifique ?

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Découvrez les grandes étapes de la démarche scientifique via l'exemple du passage de la théorie du géocentrisme à l'héliocentrisme.