La structure des atomes et l'origine de la chaleur solaire

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La structure des atomes et l'origine de la chaleur solaire
written by Paul Langevin
1929
  • Deux conférences à l'Université de Tiflis (1929)
  • La structure des atomes et l'origine de la chaleur solaire

1. La question de l'origine du rayonnement solaire, source de notre vie des plus importantes de la philosophie naturelle et aussi l'une des plus difficiles à résoudre. Je voudrais montrer comment le développement récent de la physique a largement permis d'avancer vers la solution de ce problème qui concerne non seulement notre Soleil, mais toutes les étoiles qui sont en général beaucoup plus grosses et rayonnent beaucoup plus d'énergie que lui. Parmi toutes les étoiles, c'est sur le Soleil que nous avons les renseignements les plus précis en raison de son importance pour nous et de sa proximité relative puisque sa distance à la Terre n'est que de 150 millions de kilomètres, distance que la lumière met environ huit minutes à franchir. Nous connaissons son rayon qui est d'environ 700.000 kilomètres (environ cent fois le rayon de la Terre), sa masse qui est 2X10^(33) grammes ou deux milliards de milliards de milliards de tonnes; sa densité moyenne est d'environ 1,4, un peu supérieure à celle de l'eau. L'observation de la lumière qu'il émet montre que la surface du soleil rayonne comme le ferait un four à température voisine de 6.000 degrés centigrades; la température centrale est beaucoup plus élevée, M. Arthur Eddington l'évalue à 40 millions de degrés. La connaissance de la température du four qui rayonnerait comme la surface du Soleil permet de calculer la chaleur ou l'énergie totale émise dans l'espace par le Soleil pendant chaque seconde. Pour obtenir cette même quantité de chaleur en brûlant du charbon, il en faudrait consommer dix millions de milliards de tonnes par seconde. On retrouve une évaluation concordante par un procédé tout différent qui consiste à mesurer la chaleur reçue par unité de surface de la Terre lorsque le Soleil est au zénith (2 petites calories par centimètre carré et par minute) et à multiplier par la surface d'une sphère ayant pour rayon la distance de la Terre au Soleil. La quantité de chaleur ainsi reçue à la distance où nous sommes est très importante puisqu'il suffit d'un kilomètre carré à la surface de la Terre pour recevoir du Soleil autant de chaleur qu'en utilise en brûlant du charbon une usine électrique produisant cent mille kilowatts. Mes compatriotes Boucherot et Claude ont récemment montré qu'on peut utiliser cette chaleur solaire grâce à la différence de température d'environ vingt degrés qu'elle main-tient entre la surface et le fond des mers dans les régions chaudes du globe.

2. La cause qui produit et maintient cet intense rayonnement du Soleil ou des étoiles est restée longtemps mystérieuse. Il est impossible de l'attribuer à une combinaison chimique entre les éléments qui composent le Soleil; en prenant la réaction qui dégage le plus de chaleur par unité de masse, la combinaison de l'hydrogène avec l'oxygène pour former de l'eau, on calcule facilement que si le Soleil était composé uniquement d'un mélange de ces deux gaz en proportions voulues, leur combinaison ne permettrait l'entretien du rayonnement solaire que pendant moins de trois mille ans; nous savons que le Soleil est bien autrement vieux et nous espérons qu'il luira encore pendant quelques millions d'années. Lord Kelvin et Helmholtz ont cherché dans la gravitation l'origine de la chaleur solaire; si l'on suppose, conformément à l'hypothèse de Laplace que le Soleil provient de la condensation de matière cosmique primitivement diffuse sous l'action attractive que représente la gravitation entre ses diverses parties, on calcule facilement le travail ou la chaleur que représente l'effet de cette attraction pendant la condensation qui aboutit à l'état actuel du Soleil. Cette énergie est représentée par la formule 3*G*(M^2)/(5*R) où G est la constante de la gravitation de Newton, bien connue par les mesures de Cavendish, Cornu, Boys, etc., M la masse du Soleil et R son rayon. Le résultat est que cette énergie a pu entretenir le rayonnement actuel du Soleil pendant dix millions d'années. C'est déjà mieux, mais ce n'est pas encore suffisant. Les données les plus précises de la géologie, et en particulier l'analyse des minéraux radioactifs, leur teneur en hélium et en plomb, sont d'accord pour évaluer à au moins un milliard d'années le temps depuis lequel la surface de la Terre s'est solidifiée, et à cent millions d'années au moins avant notre ère l'époque où les grands végétaux de l'époque secondaire ont formé les couches de houille, en absorbant par leur chlorophylle le rayonnement solaire qui devait être au moins aussi intense qu'aujourd'hui étant donnée la puissance de cette végétation. Il nous faut une explication permettant de comprendre l'entretien de la chaleur solaire pendant au moins plusieurs milliards d'années.

3. Des possibilités nouvelles résultent des découvertes récentes sur la structure électrique de la matière et du triomphe récent de la doctrine, de l'unité de la matière qui considère celle-ci comme résultant de la condensation d'un élément unique, l'hydrogène dont les atomes peuvent s'unir pour constituer les atomes des autres corps simples de la chimie. Nous savons aujourd'hui que l'atome d'hydrogène est formé par l'association de deux particules électrisées de signes contraires, le proton positif et l'électron négatif. Ces deux charges étant égales et opposées l'atome d'hydrogène est électriquement neutre; le proton a une masse ou un poids 1840 fois plus grand que ceux de l'électron qu'il attire en raison de leurs charges électriques opposées et nous pouvons avec Rutherford et Bohr nous représenter l'électron plus léger comme circulant autour du proton suivant des orbites analogues aux orbites des planètes autour du Soleil, mais les dimensions de ces orbites sont extrêmement petites, leur rayon serait de l'ordre du cent millionième de centimètre. Les autres atomes seraient formés par condensation de plusieurs atomes d'hydrogène et contiendraient par conséquent à l'état normal des nombres égaux de protons et d'électrons. L'atome le plus simple après l'hydrogène, celui d'hélium représente quatre atomes d'hydrogène condensés, les quatre protons étant réunis à deux électrons dans un noyau central électrisé positivement (la particule alpha des corps radioactifs) et les deux autres électrons gravitant autour de ce noyau central sous l'attraction électrique de celui-ci. L'atome d'oxygène serait formé par seize atomes d'hydrogène ou quatre atomes d'hélium, les seize protons avec huit électrons formant le noyau central et les huit autres électrons constituant autant de satellites. L'atome le plus compliqué, celui d'uranium contient l'équivalent de 238 atomes d'hydrogène, les 238 protons s'unissant à 146 électrons pour former le noyau et les 92 autres électrons circulant autour de celui-ci.

4. Avant la découverte récente des protons et des électrons et la démonstration expérimentale donnée par Rutherford de cette structure nucléaire des atomes, la doctrine de l'unité de la matière, proposée depuis plus d'un siècle par le chimiste français Prout, s'était heurtée à une difficulté insurmontable: elle était en désaccord avec le principe de la conservation de la masse, admis sans discussion aussi bien en chimie qu'en mécanique et grâce auquel la chimie avait pu devenir une science exacte entre les mains de Lavoisier. Il résulte en effet des mesures très précises de poids atomiques ou de masses atomiques que, si l'on représente par 16 comme le font les chimistes la masse de l'atome d'oxygène, celle de l'atome d'hélium est bien représentée par 4, mais celle de l'atome d'hydrogène n'est pas seize fois plus petite, elle est un peu plus grande, soit 1,008. Il semblait donc impossible que quatre atomes d'hydrogène qui pèsent ensemble 4,032 puissent donner en se condensant un atome d'hélium qui pèse 4. ou que seize atomes d'hydrogène pesant 16,128 puissent avoir donné un atome d'oxygène. C'est la théorie de la relativité qui est venue lever cette difficulté et concilier l'unité de la matière avec les différences de masses observées. Cette théorie, qui représente l'aboutissement nécessaire de toute l'histoire de la physique et sans laquelle les physiciens ne peuvent plus travailler aujourd'hui, a remplacé les anciennes notions, admises a priori sans raison expérimentale, de temps absolu et de masse absolue, par des notions fondées sur l'expérience. La nouvelle notion de temps, basée sur l'emploi des signaux lumineux ou hertziens pour établir la correspondance des temps entre différents lieux, correspond à une nouvelle cinématique, différente de celle du temps absolu, en particulier par la loi de composition des vitesses. J'ai pu montrer que si l'on admet les principes de conservation de l'énergie et de relativité, à chaque cinématique correspond nécessairement une mécanique: à la cinématique ancienne, celle du temps absolu correspond nécessairement la mécanique de Newton, avec conservation de la masse, et par conséquent toutes les difficultés qui soulève l'unité de la matière établie comme un fait expérimental par Rutherford et ses élèves; à la cinématique du temps relatif correspond de façon également nécessaire une mécanique nouvelle dans laquelle la notion de masse se confond avec celle d'énergie, la masse d'une portion de matière étant mesurée par le quotient de son énergie interne par le carré de la vitesse de la lumière, m = E/(c^2). J'ai montré également que cette inertie de l'énergie, non seulement permet d'accepter pleinement l'unité de la matière, mais encore donne une évaluation directe et précise de l'énergie qui doit être rayonnée pendant la condensation de l'hydrogène en d'autres atomes. La différence de masse entre l'atome d'hélium et quatre atomes d'hydrogène signifie que l'énergie est moindre après condensation, la différence a dû être rayonnée et la relation m = E/(c^2), permet de calculer que la formation d'un gramme d'hélium aux dépens de 1,008 grammes d'hydrogène doit dégager une quantité de chaleur équivalente à la combustion de vingt tonnes de charbon. La formation d'oxygène ou d'autres atomes à partir de l'hydrogène donne sensiblement la même chaleur par gramme de matière. Si l'on admet que le Soleil, qui contient de l'hydrogène, de l'hélium et d'autres sortes d'atomes, tire son rayonnement de la condensation d'hydrogène, on trouve, si le Soleil était primitivement composé d'hydrogène, une énergie suffisante pour entretenir son rayonnement actuel pendant près de cent milliards d'années.

5. Il y a encore mieux. Les résultats de l'astrophysique sur l'évolution des étoiles nous conduisent à penser que celles-ci commencent, comme le supposait Laplace, par l'état de nébuleuse diffuse, puis se condensent progressivement en s'échauffant, passent par le stade d'étoiles géantes comme Capella ou Betelgeuse dont la densité est de l'ordre du millionième de celle de l'eau, arrivent au stade d'étoiles blanches dont le rayonnement correspond à celui d'un four à 25.000 ou 30.000 degrés, puis se refroidissent progressivement à mesure que leur densité augmente à l'état d'étoiles naines successivement blanches, rouges. Notre Soleil appartient à la catégorie des étoiles naines jaunes, avec son rayonnement de four à 6.000 degrés. Il se refroidira lentement et passera par le stade étoile rouge. Un fait essentiel est que les masses des étoiles naines varient en même temps que leur température et dans le même sens. Les blanches ont des masses très sensiblement égales pour une même température et d'environ cent fois la masse du Soleil, les rouges ont une masse voisine en moyenne du dixième de celle du Soleil. Il faut donc admettre qu'une étoile perd la plus grande partie de sa masse à mesure qu'elle rayonne et la conclusion semble s'imposer que le rayonnement provient de la destruction de la matière ; le proton et l'électron qui en sont les constituants essentiels pouvant aller jusqu'à se rencontrer avec neutralisation de leurs charges électriques égales et opposées et transformation de leur énergie en rayonnement. J'ai pu montrer que cette idée, émise tout d'abord par M. Stern est tout à fait compatible avec ce que nous savons de l'équilibre entre la matière et le rayonnement. A toute température, la théorie actuelle permet d'évaluer le nombre d'atomes de chaque sorte qui doivent exister en équilibre avec le rayonnement correspondant, la lumière pouvant redonner en se condensant des couples de protons et d'électrons et par conséquent de la matière. La théorie de la relativité généralisée, qui aboutit à la conception d'un Univers fini et sphérique, fait dépendre le volume de cet Univers de la quantité de matière qu'il renferme. La formation d'un atome de matière aux dépens du rayonnement s'accompagnerait d'un accroissement de volume de l'Univers (un litre au moins par atome d'hydrogène) et la transformation inverse de matière en rayonnement serait liée à une diminution de volume. En tenant compte de ces relations, M. Lenz a pu montrer que l'Univers doit contenir en moyenne, moitié de son énergie totale sous forme de matière et moitié sous forme de lumière, les deux transformations de sens opposés se poursuivant constamment et se compensant mutuellement. La transformation de matière en lumière aurait lieu dans l'intérieur des étoiles, probablement en raison des conditions extraordinaires de température et de pression qui y règnent, la température intérieure étant sensiblement la même pour toutes les étoiles et de l'ordre de quarante millions de degrés. La masse se consumerait à mesure que l'étoile dure, et la matière se reformerait dans l'espace interstellaire où se propage le rayonnement. Cela donnerait cette matière cosmique dont nous savons l'existence, et dont la condensation sous forme de nébuleuses recommencerait le cycle d'évolution des étoiles. Beaucoup de points sont encore obscurs, en particulier les conditions dans lesquelles peuvent se produire les deux transformations de sens opposés, et aussi la condensation en d'autres atomes de l'hydrogène issu de la condensation de la lumière, mais il semble que nos idées sur l'origine du rayonnement des étoiles aient singulièrement progressé depuis une vingtaine d'années grâce à la découverte de la structure de la matière ainsi qu'au développement de la théorie de la relativité.

  • Source: Bulletin de l'Université de Tiflis.