Le soleil est une énorme boule de gaz incandescent. Sa température est si élevé que le gaz chauffé à blanc produit de la lumière et de la chaleur. Le soleil est composé surtout d’hydrogène, qui se transforme lentement en hélium. Ce processus crée une fantastique quantité d’énergie.

Le Soleil, présentation

Le Soleil est notre étoile. Il tourne à 28 000 années lumière du centre de notre galaxie, la Voie Lactée, le tout à une vitesse de 225  kilomètres par seconde.

Il représente le plus gros objet de notre système solaire et occupe à lui seul 99 % de la masse du système solaire.

Il se compose de 75 % d'hydrogène et de 25 % d'hélium.

La température en son centre peut atteindre les 14 000 000 K, soit 13 999 726, 85 °C.

On estime sa durée de vie à environ encore 7 milliards d'années.

Le Soleil est le centre de notre système solaire mais il n'est pas du tout au centre de la Voie Lactée. De même que la Terre et les planètes tournent autour du Soleil (elles effectuent des révolutions), l' ensemble du Système Solaire tourne autour du centre de la Voie Lactée.  Le Soleil est une étoile d'un diamètre de 1 392 000 km, soit 108 fois le diamètre de la Terre (12 756 km). Comme toutes les étoiles, le Soleil est une boule de gaz très chauds. Au cœur du soleil, des milliers d'explosions se produisent en permanence, comme celles des bombes atomiques. Ces explosions dégagent de la chaleur et de la lumière qui remontent à la surface et le font briller. Et cela peut encore durer 5 milliards d'années ! Le Soleil est la seule source primaire de lumière du système solaire. Les autres astres sont visibles, car ils diffusent la lumière du Soleil : ce sont des sources secondaires. Tant qu'il sera encore chaud, il produira de la lumière. Mais, quand plus aucune explosion ne se produira, il se refroidira lentement.  Privée de la lumière et de la chaleur du Soleil qui est l'étoile la plus proche de nous, la Terre ne serait qu'une planète sans vie. Si le Soleil s'éteignait, nous continuerions encore à le voir pendant 8 minutes puis ce serait le noir complet.

Pourquoi le soleil est-il rouge ?
C'est son hélium en fusion qui donne cette couleur rouge au Soleil quand on l'observe.
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C'est parti

Le Soleil a permis de découvrir l'hélium

La première découverte de l'hélium a eu lieu le 18 Août 1868. Il était observable sous la forme d'une raie jaune brillante à une longueur d'onde de 587,49 mm dans le spectre de la chromosphère du Soleil.

Elle fut détectée par l'astronome français Jules Janssen pendant une éclipse totale en Inde. Au départ, de nombreux scientifiques pensant que cette raie était due au sodium.

Il faudra attendre le 20 Octobre de la même année pour que l'astronome anglais Norman Lockyer observe une raie jaune dans le spectre solaire. Il nommera d'ailleurs cette raie D3 raie de Fraunhofer à cause de sa proximité avec les raies D1 et D2 du sodium.

Il conclut à partir de cela que la raie est provoquée par un élément du Soleil inconnu sur Terre. Avec le chimiste anglais Edward Frankland, Lockyer nommera cet élément hélium en référence au mot hélios désignant le Soleil en Grec.

Mais ce ne sera qu'en 1882 qu'on parvient à démontrer la présence de l'hélium sur Terre. On doit cela à Luigi Palmieri qui démontrera cela avec l'aide d'une analyse spectrale de la lave du Vésuve.

L'hélium sera isolé sur Terre le 26 Mars 1895 par le chimiste Sir William Ramsay en traitant la clévéite, qui est une variété de pechblende contenant au moins 10% de terres rares avec des acides minéraux. Cependant, Ramsay cherchait en réalité l'argon, mais après avoir séparé le diazote et le dioxygène du gaz produit par l'acide sulfurique, Ramsay remarquera un;e raie jaune brillante au spectroscope, raie coïncidant avec la raie D3 observée dans le spectre solaire

Ces échantillons obtenus par Ramsay seront analysés et identifiés par Lockyer et le physicien britannique William Crookes qui assureront qu'il s'agit bien d'hélium.

Indépendamment et durant la même année, d'autres chimistes, Per Theodor Cleve et Abraham Langlet, accumulent suffisamment de gaz pour déterminer de façon précise la masse atomique de l'hélium.

Mais l'hélium aura également été isolé, et ce avant la découverte par Ramsay, par le géochimiste américain William Francis Hillebrand en remarquant des raies spectrales inhabituelles après examen d'un échantillon d'uraninite. Cependant, il attribuera, à tord, ces raies au diazote.

Dans sa lettre de félicitation à Ramsay, il présentera un cas intéressant de découverte et presque-découverte en sciences.

Ernest Rutherford et Thomas Royds démontreront en 1907 que les particules α sont en réalité des noyaux d'hélium. Ils démontreront cela en permettant aux particules de pénétrer à travers une fine vitre en verre d'un tube où le vide a été préalablement installé.

L'hélium sera pour la première fois liquéfié en 1908 par le physicien néerlandais Heike Kamerlingh Onnes. Il fera cela en refroidissant le gaz en dessous de 1 K.  Mais, puisque l'hélium n'a pas de point triple, il échouera à le solidifier, même en baissant la température.

Le point triple est un point du diagramme de phase de la matière pour laquelle les trois états de la matière coexistent de manière équilibrée : l’état gazeux, l'état liquide et l’état solide. Cette notion est très utilisée en thermodynamique

Il faudra attendre 1926 pour qu'un étudiant d'Onnes, Willem Hendrik Keesom, solidifie, sous pression, cm3 d'hélium.

En 1938, le physicien soviétique Pyotr Leonidovitch Kapitsa découvrira un phénomène nommé superfluidité. En effet, ce sera lui qui observera que l'hélium 4 ne présente presque pas de viscosité aux température proche du zéro absolu.

La superfluidité correspond à un état de la matière dans lequel celui-ci possède une viscosité nulle. Cela signifie que le matériau peut se déplacer dans des canaux capillaires ou des fentes étroites sans aucune viscosité, c’est à dire qu’il n’y a aucune résistance à un écoulement laminaire (régulier).

Le même phénomène sera observé en 1972 par les physiciens américains Douglas D. Osheroff, David M. Lee, et Robert C. Richardson avec de l'hélium 3. Ce phénomène est interprété, dans le cas de l'hélium 3, par la formation de paires d'atomes, des fermions, qui vont former des bosons, par analogie avec les paires de Cooper d'électrons qui sont à la base de la supraconductivité.

La supraconductivité, ou supraconduction, correspond à un état de la matière dans lequel il y a absence totale de résistance électrique mais dans laquelle il y a expulsion du champ magnétique (on parle d’effet Meissner). On appelle ces matériaux des matériaux supraconducteurs.

A quoi sert l'hélium ?
L'hélium est un gaz que l'on retrouve dans les ballons dirigeables et les montgolfières. De par sa densité, les ballons sont alors plus légers que l'air.

Remarque : l'hélium doit son nom au Soleil

Le mot hélium vient de l'anglais helium qui a été construit à partir du grec ancien ἥλιος, hếlios signifiant Soleil auquel a été ajouté le suffixe -ium.

Ce seront deux Britanniques, l'astronome Joseph Norman Lockyer et le chimiste Edward Frankland, qui proposeront, en 1868, le nom hélium après l'éclipse solaire qui permettra la découverte de l'hélium à partir d'une analyse spectroscopique de la lumière du Soleil.

Ce sera sur le modèle de selenium et tellurium que le suffixe -ium aura été utilisé.

Mais le mot français sera attesté pour la première fois le 21 Août 1873 dans le journal officiel de la République française.

Le journal officiel de la République française est un organe quotidien publié sous l’autorité du gouvernement. Il comprend tous les textes législatifs et réglementaires mais également des informations diverses à caractère officiel.

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Quelques connaissances supplémentaires sur l'hélium

Présence à l'état naturel

L'hélium n'est présent qu'en très faible quantité dans l'atmosphère terrestre car, à cause de sa faible densité, il monte dans ses couches supérieures puis est perdu dans l'espace.

La plus grande partie de l'hélium disponible sur Terre provient de désintégrations radioactives naturelles. On en trouve, en particulier, dans les poches souterraines qui piègent les gaz naturels, la proportion d'hélium peut y atteindre 7%.

Propriétés physiques et chimies

L'hélium est un gaz qui est incolore, inodore et insipide. Il est moins soluble dans l'eau que tout autre gaz mais il est aussi l'élément le moins réactif et ne forme, en général, pas de composés chimiques.

Puisque l'hélium est un gaz noble, sa couche de valence est complète et implique alors une très faible réactivité chimique. De ce fait, puisqu'il n'a pas de sous-couches capables de réagir, il est avec le néon le corps simple le moins réactif.

On appelle couche de valence d’un atome la dernière couche électronique remplie. Ce sont les électrons qui composent cette dernière couche de valence qui interviennent dans les réactions chimiques.

L'hélium peut, avec le tungstène, l'iode, le fluor, le soufre et le phosphore en phase plasma, former des composés instable par décharge d'une autre matière. Cette technique a ainsi permis d'obtenir HeNe, HgHe10, WHe2, les ions moléculaires He2+, He2++, HeH+, HeD+ et l'ion neutre He2.

La formation du Soleil

Le Soleil, qui est une étoile qui a environ 4,57 milliards d'année, a déjà parcouru un peu moins de la moitié du chemin sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell correspond a un diagramme inventé en 1910 par Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell. Hertzsprung, un astronome danois, eut l'idée en 1905 de classer les étoiles présentant un même type spectral en différentes classes de luminosité selon leur température de surface. C'est ce diagramme, dont l'axe des température est orienté vers la gauche, qui sera perfectionné par H. N. Russell. Russell, quant à lui, est un astronome américain qui a beaucoup travaillé sur la physique des étoiles, ce qui lui permettra d'établir une classification des étoiles en fonction de leur luminosité et de leur type spectral.

Dans les années 70, une hypothèse a été formulé : une supernova pourrait être à l'origine de l'effondrement de la nébuleuse qui a alors donné naissance au Soleil. Cependant, aujourd'hui, celle-ci n'est plus crédible. En effet, une modélisation qui fut réalisée en 2012 permet de mettre en place un nouveau scénario concernant la naissance de notre étoile préférée ainsi que la présence important de magnésium 26 et de nickel 60 dans les météorites.

Ce scénario en trois temps explique que ces deux atomes sont issus de la décompositions de deux isotopes radioactifs -ayant une demi-vie assez courte- issus des étoiles. Ces isotopes sont l'aluminium 26 et le fer 60 (ayant respectivement 717 000 ans et 2,6 millions d'année de demi-vie).

De ce fait, il fut nécessaire d'imaginer une étape pour le fer et autre étapes pour l'aluminium 60 afin d'expliquer la présence de ces deux éléments dans la chimie de l'étoile de notre système solaire.

Des isotopes sont des atomes qui possèdent le même nombre de protons mais un nombre différent de neutrons

Pour un échantillon de noyaux radioactifs, le temps de demi-vie est la durée au bout de laquelle la moitié des noyaux présents à un instant t se soit désintégrée.

Comment s'est créé l'Univers ?
Le terme de Big Bang décrit un modèle, une théorie sur l'apparition de l'Univers.
Servant à décrire l'expansion de l'Univers, le Big Bang a été proposé pour la première fois par un astrophysicien belge, Georges Lemaître.
C'est seulement quelques années plus tard qu'Edwin Hubble utilisera le terme de Big Bang en 1929. Ce terme, utilisé de manière ironique devait illustrer l'explosion qui a eu lieu précédant l'expansion de l'Univers.

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Scénario

  1. Une nébuleuse s'est effondrée il y a 4,6 milliards d'année permettant la naissance d'une première génération d'étoiles.
  2. 5 Millions d'années plus tard, les étoiles les plus massives meurent, provoquant des supernova, dispersant alors les éléments constitutifs de ces étoiles (dont le fameux isotope fer 60).
  3. 2 Millions d'années plus tard, le nuage riche en fer s'effondre permettant la naissance d'une nouvelle génération d'étoiles. Ces étoiles sont alors très massives (parfois plus de 30 masses solaires) ce qui va provoquer l'éjection de vents chargés en aluminium 26.
  4. Ainsi, après 100 000 ans, lorsque le vent d'une de ces étoiles précédemment citée va comprimer la matière qui l'entoure, une coquille de gaz et de poussières riches en ces deux isotopes va s'effondre et alors donner naissance à une troisième génération d'étoiles il y a environ 4,568 milliards d'années. Dans cette fameuse génération, on peut trouver le Soleil ainsi qu'une centaine d'étoiles jumelles.
  5. Après quelques millions d'années, l'étoile très massive qui est à l'origine de ce processus va mourir en supernova. Cette étoile sera surnommée Coatlicue -signifiant mère du Soleil- dans la cosmologie aztèque.
  6. Le Soleil et les autres étoiles de sa génération ayant la même composition chimique vont alors se disperser dans la Voie Lactée.
  7. Le Soleil restera seul avec quelques astéroïdes dont la composition en dérivés du fer 60 et d'aluminium 26 (respectivement le nickel 60 et le magnésium 26) garderont la trace de la généalogie du Soleil.

Exercice : Les découvertes suites aux éclipses de Soleil

A. Partition lunaire

Des chercheurs du CEA de l’équipe d’Elisabeth Blanc viennent d’annoncer qu’une éclipse n’a pas pour seul effet une baisse de la luminosité. Lors de l’éclipse du Soleil du 11 août 1999, à 12 h 16 précises, l’ombre de la Lune commence sa traversée de la France à la vitesse de 2850 km.h –1 sur un axe Cherbourg-Strasbourg. Sur son passage, la température de l’air chute rapidement d’environ 5 °C. Le déplacement de cette zone froide, à la même vitesse que celui de l’ombre (…), engendre dans son sillage des ondes transversales dont la fréquence est largement inférieure à 20 Hz.

D’après la revue Les Défis du CEA - n° 97 octobre-novembre 2003

1. Ondes créées lors de l’éclipse

1.1 Définir une onde mécanique progressive.

1.2.  Définir une onde transversale.

1.3.  Dire, en justifiant la réponse, si les ondes créées lors de l’éclipse peuvent être sonores.

2. Caractéristiques des ondes créées

L’équipe en charge du projet a pu détecter à faible altitude, une série d’ondes dont la période moyenne est de l’ordre de 10 minutes et la célérité moyenne est de l’ordre de 100 km.h – 1.

2.1. Vérifier que la fréquence de l’onde est effectivement largement inférieure à 20 Hz.

2.2. Ces ondes peuvent-elles être diffractées par des montagnes séparées par une distance de 10 km ? Justifier la réponse.

Qu'est-ce qu'une éclipse ?
Les éclipses solaires sont des manifestations astronomiques qui ont lieu de manière régulières mais assez espacées les unes des autres. Elles se produisent quand les astres s'alignent dans un certain ordre, cachant alors la lumière du Soleil.

B. Découverte historique d’un nouvel élément chimique

Lors de l’éclipse totale du Soleil du 18 août 1868, le français Pierre Janssen et le britannique Norman Lockyer ont analysé le spectre de la couronne solaire et ont remarqué qu’il présentait une raie brillante dans le jaune très proche de celle du sodium. N. Lockyer a émis l’hypothèse que cette raie était due à un nouvel élément qu’il baptisa hélium (du grec hélios qui signifie Soleil). Ce n’est que vingt-sept ans plus tard que cet élément chimique fut identifié sur Terre.

Données :

  • Célérité de la lumière dans le vide : m.s – 1
  • Constante de Planck : h = 6,626 × 10 – 34 J.s
  • 1 eV = 1,602 × 10 – 19 J
  • Longueur d’onde de la raie D du sodium dans le vide : λNa = 589,0 nm.
  • Longueur d’onde de la raie jaune de l’hélium dans le vide : λHe = 587,6 nm.

1. Spectre d’énergie

1.1. Illustrer, en s’aidant d’un schéma de niveaux d’énergie d’un atome, le phénomène d’émission d’un photon (quantum d’énergie lumineuse).

1.2. On note E l’énergie du photon émis lors d’une transition énergétique d’un atome.

Donner l’expression littérale de E en fonction de la longueur d’onde l de la radiation lumineuse émise dans le vide, de la constante de Planck h et de la célérité de la lumière dans le vide c.

1.3.  Raie D du sodium

1.3.1. Calculer la valeur de E en électronvolts, pour le rayonnement correspondant à la raie D du sodium.

1.3.2. Déterminer à quelle transition correspond cette émission.

1.4. L’énergie du photon correspondant à l’émission de la raie jaune de l’hélium (de longueur d’onde λHe) est égale à 2,110 eV. Justifier que cette émission ne peut pas être attribuée au sodium.

2. Formation de l’hélium dans le Soleil

Les noyaux d’hélium 3 et d’hélium 4 peuvent être produits par une suite de réactions nucléaires dont les équations sont indiquées ci-dessous :

    \[_1^1 H + _1^1 H \rightarrow _1^2 H + _1^0 e\]

    \[_1^1 H + _1^2 H \rightarrow _2^3 He\]

    \[_2^3 H + _2^x H \rightarrow _2^4 He + \gamma _1^1 H\]

2.1. Quel nom donne-t-on à ces réactions nucléaires ?

2.2. Parmi les noyaux, lesquels sont isotopes ? Justifier.

2.3. Déterminer les valeurs de x et y dans la troisième équation de réaction et justifier la réponse en précisant les lois de conservation utilisées.

2.4. On étudie dans la couronne solaire les spectres d’émission des atomes d’hélium 3 et d’hélium 4. On rappelle qu’un spectre atomique caractérise la configuration électronique de l’atome (c’est-à-dire le nuage d’électrons de l’atome).

2.4.1. Ces deux types d’atomes possèdent-ils la même configuration électronique ? Justifier.

2.4.2. Ces deux atomes auraient-ils pu être distingués l’un de l’autre expérimentalement dans le spectre obtenu par Pierre Janssen et Norman Lockyer ?

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Clément

Freelancer et pilote, j'espère atteindre la sagesse en partageant le savoir que j'ai acquis lors de mes voyages au volant de ma berline. Curieux scientifique, ma soif de découverte n'a d'égale que la durée de demie-vie du bismuth 209.