L'extraordinaire diversité des masses de l'univers nous apparaît maintenant dans sa totalité. Imaginons trente séquoias géants. Il existe le même rapport de masse entre ces arbres et un neutrino qu'entre l'univers tout entier et nos trente séquoias hypothétiques. Et l'esprit de l'homme a su atteindre les limites de l'infiniment grand, comme celles de l'infiniment petit. xx Densités et pressions Densités anciennes Il peut arriver, lorsqu'on s'intéresse à la masse, que la

quantité ne soit pas le seul facteur important. Il convient

alors de savoir avec quelle force la masse est tassée sur ellemême - c'est-à-dire de savoir quelle quantité de masse tient

dans un volume donné. Cette masse par volume est

improprement appelée densité ; dans certaines conditions

bien précises, une substance donnée a une densité tout à fait

caractéristique.

Lors de l'établissement du système métrique, la valeur

du gramme et du mètre fut délibérément choisie de telle sorte

qu@un centimètre cube d'eau ait une masse de 1 gramme.

Ainsi, la densité de l'eau est de 1 gramme par centimètre

cube.

En réalité, les premières mesures n'étaient pas très

précises, et l'on considère aujourd'hui que la densité de l'eau

est, dans des conditions normales de pression et de température, de 0,999973 g/cml.

Cette différence de valeur est si

infime que l'on n'en tient pas compte dans la vie de tous les

369

LA CONqUETE DU SAVOIR

jours et qu'elle n'intéresse que les chercheurs professionnels.

La densité de l'eau varie également avec la pression et la 4

température, mais de façon si mineure que nous continuerons à dire que la densité de l'eau est de 1 g/cm3.

Un mètre cube est égal à un million de centimètres cubes. Par conséquent, un mètre cube doit peser un million de grammes, c'est-à-dire une tonne.

On peut donc dire que l'eau a une densité de 3.

1 000 kg/m

quand l'eau gèle, les molécules qui la composent forment un tissu plus l‚che. La masse occupe un volume légèrement supérieur et la densité décroît. La densité de la glace est ainsi de 917 kg/M3.

Les corps solides flottent sur l'eau s'ils sont moins denses que celle-ci. C'est pour cela que la glace flotte sur l'eau. Cette situation est tout à fait inhabituelle : en effet, presque tous les autres liquides deviennent plus denses en se congelant.

Le bois peut également flotter sur l'eau. Les différentes sortes de bois sont constituées de substances similaires, elles-mêmes légèrement plus denses que l'eau. Mais les fibres de bois sont assez peu serrées les unes contre les autres et occupent plus de volume que si elles étaient compactes.

Les fibres de certains bois sont très compactes, et leur densité est égale ou supérieure à celle de l'eau. Pourtant, en règle générale, la densité des bois varie entre la moitié et les trois quarts de la densité de l'eau. Les fibres du balsa sont très écartées, et sa densité n'est que de 140 kg/m3.

On dit communément que le bois flotte sur l'eau parce qu'il est plus léger que l'eau. Ce n'est pas tout à fait exact.

En réalité, un volume donné de bois est plus léger, ou moins massif, qu'un volume identique d'eau. En d'autres termes, le bois est moins dense que l'eau, et c'est pour cela qu'il flotte.

La plupart des objets solides sont plus denses que l'eau et tombent à pic quand on les immerge. Prenons l'exemple des roches. Les divers types de roches ont des densités très différentes, mais la densité typique des roches constituant 370

LES HORIZONS DE LA MATIERE

l'écorce terrestre est de 2 800 kg / M3, soit 2,8 fois la densité de l'eau.

Les métaux sont, en général, plus denses que l'eau.

Cette règle admet toutefois quelques exceptions. Le lithium, par exemple, est le moins dense de tous les métaux, avec seulement 534 kg/mI. Sa densité est à peine supérieure à la moitié de la densité de l'eau. (Le lithium peut flotter sur l'eau, mais il réagit à son contact et se dissout progressivement.)

Le lithium et les autres métaux moins denses que l'eau ne furent toutefois découverts qu'à une époque assez récente.

Les hommes de l'Antiquité ne connaissaient que sept métaux (sans compter leurs alliages) tous plus denses que l'eau ou même que la roche. C'est peut-être la densité inhabituelle, mais aussi l'apparence, des petites pépites qui attira pour la première fois l'attention de l'homme civilisé sur les métaux.

L'étain est le moins dense des sept métaux connus des anciens, avec 7 280 kg/m3, soit 2,5 fois la densité d'une roche comme le granite. On peut citer parmi les autres métaux connus depuis la plus haute antiquité le fer (7 860 kg/m'), le cuivre (8 920 kg / m3) et l'argent (1 0 5 00 kg / M3).

Le plomb est encore plus dense; ce métal commun et fort bon marché a une densité de 11 300 kg/mI, il est donc quatre fois plus dense que la roche.

Il n'est donc pas étonnant que le plomb soit devenu le symbole populaire de la lourdeur , avec des expressions telles que des paupières lourdes comme du plomb , une chape de plomb ou encore avoir du plomb dans la cervelle .

quand des objets de même taille se déplacent, ceux qui ont la plus grande densité ont également la plus grande masse; par conséquent, ils ont le plus grand moment et la plus grande énergie cinétique. Leur collision avec un corps extérieur atteint donc un maximum d'effet. C'est pour cela que le métal remplaça la pierre dans la fabrication des boulets de canon; de par sa densité, le plomb fut tout naturellement le métal privilégié.

Les ouvriers qui veulent contrôler la verticalité d'une 371

LA CONqUETE DU SAVOIR

ligne utilisent un fil lesté d'un morceau de métal très dense, donc plus soumis à l'effet de la gravité. Ce fil lesté porte le nom de fil à plomb .

Malgré tout cela, le plomb n'était pas le métal le plus dense connu des anciens. Deux métaux étaient encore plus denses, mais leur rareté les rendait inaccessibles au commun des mortels. Les hommes ayant rarement eu l'occasion d'en éprouver la densité, ce fut le plomb qui passa dans la sagesse populaire comme le plus dense de tous les métaux.

L'un de ces métaux particulièrement denses est un liquide, le mercure. C'est assez surprenant, parce que les liquides ne sont pas particulièrement denses. Avec ses 1 000 kg / m', l'eau était pour les hommes de l'Antiquité le plus dense liquide qui p˚t exister (à l'exception du mercure, bien entendu). Les diverses huiles végétales ou animales ont une densité sensiblement égale à 900 kg/m ; pour l'alcool, la densité est de 790 kg/M3 . Et ainsi de suite.

La densité du mercure est cependant de 13 600 kg / m3 > elle est donc supérieure de 20 % à celle du plomb. Une personne ignorante de la densité du mercure sera très désemparée si elle désire soulever une petite bouteille pleine de ce liquide et croira immanquablement qu'un mauvais plaisant a collé le fond de la bouteille à la table de laboratoire.

Et pourtant, le mercure ne détient pas le record de la densité. L'or le devance en ce domaine, avec une densité de 19 300 kg / m3, soit 70 % de plus que le plomb. L'or étant le moins commun mais aussi le plus beau des métaux, il n'y a rien d'étonnant à ce que les anciens aient vu en lui une chose tout à fait extraordinaire.

L'or est plus dense que le plomb, mais c'est sa beauté

qui a surtout frappé l'esprit des hommes; et les métaphores qui y font allusion sont toutes très honorifiques. Ne dit-on pas parler d'or ou valoir son pesant d'or ?

Pourquoi les liquides et les solides ont-ils des densités si différentes ? Pourquoi l'or est-il 36 fois plus dense que le lithium ? Dans l'un comme dans l'autre métal, les atomes sont en contact les uns avec les autres, et les différences qui 372

LES HORIZONS DE LA MATIERE

surviennent dans la compacité de leur arrangement sont plutôt mineures.

En fait, tout vient de la différence de masse des atomes individuels. Le noyau de certains est très riche en protons et en neutrons, alors que d'autres sont assez pauvres. Les atomes possédant de nombreuses particules nucléaires ont un poids atomique supérieur et sont plus massifs. Nous devrions donc en conclure que la densité de l'élément est fonction de son poids atomique.

Le poids atomique du lithium, par exemple, est de 7, alors que celui de l'oxygène et du silicium - les deux principales composantes de la roche - est respectivement de 16 et de 28. En revanche, le poids atomique du fer est de 56

et celui de l'or, 197.

Le volume des atomes et la façon dont ils sont arrangés jouent tout de même un petit rôle. Par exemple, le poids atomique du mercure est de 201 et celui du plomb de 207; leur poids atomique est légèrement supérieur à celui de l'or, mais leur densité y est très inférieure. L'atome d'uranium est celui qui possède le plus important poids atomique : 238. Ce poids est supérieur de 20 % au poids atomique de l'or, mais la densité de l'uranium est de 19000 kg/m , ce qui est légèrement inférieur à la densité de l'or.

Densités modernes

L'or a peut-être commencé d'attirer l'attention des hommes 4 000 ans avant notre ère, et a ainsi détenu pendant plusieurs millénaires le record de densité. Il était donc tout à

fait normal de penser que ce record ne serait jamais battu.

Cela se produisit pourtant aux alentours de 1740, quand un chercheur espagnol, Antonio de Ulloa (1716-1795), étudia des pépites de métal découvertes dans les sables du Pinto, petite rivière de Colombie. Le métal avait une couleur blanche, et les Espagnols lui donnèrent le nom de platina del Pinto ( petit argent du Pinto ).

Un examen rapide démontra qu'il ne s'agissait pas 373

LA CONqUETE DU SAVOIR

d'argent. Ce métal était plus dense, il fondait à une température plus élevée et était bien plus inerte (c'est-à-dire qu'il réagissait moins facilement aux autres substances). Ce nouveau métal avait besoin d'un nom qui lui f˚t propre, et c'est ainsi qu'on le baptisa platine .

Son haut degré de fusion et son inertie le rendaient particulièrement propre à la fabrication du matériel de chimie. Vers 1800, le chimiste anglais William Hyde Wollaston (1766-1828) imagina un moyen (qu'il garda secret très longtemps) de travailler le platine pour en faire des récipients de très haute qualité. Cette invention le rendit très riche, ce qui provoqua tout naturellement l'intérêt d'autres chimistes.

En 1803, un autre chimiste anglais, Smithson Tennant (1761-1815), découvrit que deux métaux très semblables apparaissaient en très petites quantités dans le platine. Il les nomma iridium et osmium , d'après deux mots grecs signifiant respectivement arc-en-ciel (à cause des différentes couleurs de ses composantes) et odeur (à cause de l'odeur nauséabonde qui se dégageait lors de son contact avec l'oxygène).

On découvrit par la suite que le poids atomique de l'osmium, de l'iridium et du platine était respectivement de 190, 192 et 195 - un peu moins que le poids atomique de l'or.

Leur densité était cependant supérieure à celle de l'or, en ordre inverse, toutefois. Le platine a une densité égale à

21 450 kg/M3; celle de l'iridium est de 22 421 kg/M3, et celle de l'osmium, 22 480 kg/m3.

Le platine est 1 1 % plus dense que l'or, et l'osmium est 5 % plus dense que le platine. Nous en savons aujourd'hui assez sur les substances chimiques pour être tout à fait certains que ses trois métaux (et leur alliage) sont les seuls matériaux à avoir une densité supérieure à celle de l'or, dans les conditions normales de la surface terrestre, bien entendu.

L'osmium détient le record absolu, et nous ne connaissons rien qui soit plus dense que lui.

Explorons à présent la direction inverse. J'ai déjà

mentionné le lithium qui, avec ses 534 kg/M3, est le moins 374

LES HORIZONS DE LA MATIERE

dense de tous les métaux. Cela fait de lui le solide compact le moins dense qu'on puisse trouver dans des conditions normales.

Il est possible d'avoir des matériaux moins denses s'ils ne sont pas compacts. Le balsa est quatre fois moins dense que le lithium, mais ses fibres sont si peu serrées que l'air constitue la majeure partie de son volume apparent. Il a par conséquent une densité intermédiaire entre celle du bois véritable et celle de l'air qu'il contient. De même, la densité

globale d'une balle de ping-pong est bien inférieure à celle du balsa, puisqu'elle représente la moyenne entre la densité de l'air et celle de la mince enveloppe sphérique de cellul6id.

Les bulles de savon sont encore moins denses, leur enveloppe étant encore plus fine et moins dense que le cellul6id.

Si nous désirons nous en tenir aux substances compactes afin d'y découvrir une matière moins dense que le lithium, nous devrons nous tourner vers les matériaux qui ne sont solides qu'aux basses températures. (Nous reparlerons de la température dans un chapitre ultérieur.)

L'hydrogène est l'élément qui possède le plus petit poids atomique : 1. L'hydrogène se solidifie à une température de

- 260'C et la densité de l'hydrogène solide est de 86,6 kg/m . Elle est six fois moindre que la densité du lithium. L'hydrogène solide est le solide compact le moins dense qu'on puisse trouver, toutes conditions confondues.

L'osmium est 260 fois plus dense que lui.

En règle générale, les liquides sont moins denses que les solides. C'est exactement ce qui se passe pour l'hydrogène.

A - 253'C, l'hydrogène liquide a une densité de 70 kg/M3

(soit 4/5 de la densité de l'hydrogène solide). C'est le liquide le moins dense qu'on puisse trouver, quelles que soient les conditions.

Il ne nous reste plus à étudier que les gaz.

Dans les solides et les liquides, les atomes sont en contact les uns avec les autres, ce qui n'est pas le cas dans les gaz. Les particules ultimes de gaz sont séparées par d'importants volumes de vide. Les gaz ne sont pas compacts, et leur densité est inférieure à celle des liquides et des solides - il se 375

LA CONqUETE DU SAVOIR

passe exactement la même chose avec les bulles de savon dans les deux cas, nous avons affaire à une substance disséminée dans une matière de densité encore plus basse.

Nous pouvons malgré tout définir certaines conditions standard de pression et de température et mesurer la densité

propre à ces conditions. Nous obtiendrons alors des densités standard dont nous pourrons nous accommoder.

Les atomes ou les molécules qui composent les gaz se répartissent de manière plus ou moins égale dans des conditions données. En conséquence, la densité est proportionnelle à la masse des atomes ou des molécules individuelles qui constituent les gaz.

Le radon est, de toutes les substances qui apparaissent sous forme de gaz dans des conditions standard, celle qui possède la particule la plus massive. La fission de cette matière radioactive se produit très rapidement, de sorte 5

qu elle n'existe que sous forme de traces. En imaginant qu'on 1

puisse en reunir une quantité raisonnable, sa densité ne serait 3

que de 10,2 kg/m .

Prenons maintenant le cas de l'hexafluorure d'uranium, qui se présente normalement sous la forme solide. Il faut très peu de chaleur pour le convertir en vapeur gazeuse. Les particules individuelles de ce gaz sont les molécules de l'hexafluorure d'uranium; elles contiennent chacune un atome d'uranium et six atomes de fluor. Le poids moléculaire de ce gaz est de 352 et sa densité de 16 kg/mI.

Les vapeurs d'hexafluorure d'uranium constituent certainement le gaz le plus dense qu'on puisse espérer trouver sur Terre dans des conditions standard. Pourtant, il est près de quatre fois moins dense que l'hydrogène liquide, qui est la moins dense de toutes les substances solides ou liquides.

L'air se compose d'oxygène et d'azote. Aux conditions standard, la densité de l'oxygène est de 1,43 kg / m3 et celle de l'azote de 1,25 kg/m3. L'air étant formé d'un cinquième d'oxygène et de quatre cinquièmes d'azote, sa densité est, 3

toujours dans des conditions standard, de 1,29 kg/m .

Cette densité est très basse, et nous avons l'habitude de croire que l'air est une chose qu'on peut ignorer. Mais si nous 376

LES HORIZONS DE LA MATIERE

renons le cas d'une salle de séjour de taille moyenne -

p

20 M2 et 2,45 m de hauteur, soit 49 M3

l'air qu'elle contient aura une masse de 63,4 kg, ce qui est pratiquement le poids moyen d'une personne adulte. (Si la salle de séjour était emplie de vapeur d'hexafluorure d'uranium, la masse serait alors de 709 kg.)

Plusieurs gaz sont moins denses que l'air. L'ammoniac a une densité standard de 0 77 kg/m 3 ; celle du méthane est de 3 3

0,72 kg/m , celle de l'hélium de 0,18 kg/m et celle de l'hydrogène de 0,09 kg/m3.

L'hydrogène gazeux est donc quatre fois moins dense que l'air et 250 000 fois moins dense que l'osmium.

Nous n'avons étudié jusqu'ici que les substances presen-tes à la surface de notre planète. Imaginons que nous puissions agrandir à volonté le domaine de nos investigations.

Nous rencontrerons alors des densités plus élevées ou plus basses que tout ce qui existe ici-bas.

Les pressions sur la Terre

Sous l'influence du champ gravitationnel, tout objet est attiré vers le bas, provoquant ainsi une sensation de poids. Ce poi ds se répartit sur une surface donnée, et la quantité de poids par unité de surface porte le nom de pression .

Nous vivons nous-mêmes au fond d'un océan d'air -

l'atmosphère - qu'attire vers le bas le champ gravitationnel de la Terre. Son poids pèse sur nous et nous soumet à la pression de l'air . D'ordinaire, nous n'avons pas conscience de cette pression, parce que les liquides présents dans nos tissus exercent une poussée contraire égale à la pression de l'air et en neutralisent par conséquent les effets.

Il est donc normal que les hommes n'aient pas eu conscience de ce phénomène pendant la quasi-totalité de leur histoire.

Une anomalie avait pourtant été signalée à diverses reprises : même lorsqu'une pompe était fort bien conçue, et que des hommes en actionnaient vigoureusement le bras, 377

LA CONqUETE DU SAVOIR

l'eau ne réussissait jamais à s'élever de plus d'une dizaine de mètres au-dessus de son niveau naturel.

Diverses solutions furent envisagées puis, en 1643, le physicien italien Evangelista Torricelli (1608-1647) se pencha sérieusement sur le problème. Il supposa que l'air avait, comme toute s les autres choses, un poids. Il exercerait alors une certaine pression qui permettrait à l'eau de s'élever au-dessus de son niveau naturel. Il se pouvait que la totalité de l'air, donc la totalité de sa pression, ne p˚t réussir à élever une colonne d'eau d'un peu plus de 10 m.

Pour vérifier sa théorie, Torricelli utilisa du mercure, dont la densité est environ 13,5 fois supérieure à celle de l'eau. Si la pression de l'air est capable d'élever d'un peu plus de 10 m une colonne d'eau, elle pourra élever une colonne de mercure de 75 cm environ. Cette petite colonne de mercure pèserait alors autant que la grande colonne d'eau.

Torricelli prit un tube de verre d'1,30 m de longueur, le ferma à une extrémité, l'emplit de mercure, le boucha, le posa à l'envers sur un récipient empli de mercure puis le débouche. Le mercure commença à se vider dans le récipient ainsi qu'il s'y attendait, mais il ne se vida pas entièrement. Il demeura dans le tube une colonne de mercure de 76 cm de hauteur, et ce gr‚ce au poids de l'air qui faisait pression sur le mercure contenu dans le récipient.

Ainsi, la pression de l'air était égale à celle d'une colonne de mercure de 76 cm de haut.

Une colonne de mercure ayant une section d'l M2 et une hauteur de 76 cm pèserait 10 332 g (il n'est pas très difficile d'arriver à ce résultat). Cela signifie que le poids de l'air présent au-dessus d'l m2 pèserait également 10 332 kg-Nous pouvons donc dire que la pression de l'air est égale à 10 332 kg par M2. Nous donnons à cette valeur le nom d'

atmosphère .

Nous parlons ici de kilogramme-poids; il ne s'agit pas du kilogramme utilisé dans le système métrique, o˘ il constitue une unité de masse. Le poids est une force - la force avec laquelle une chose appuie sur une autre chose sous l'action de la force de gravité.

378

LES HORIZONS DE LA MATIERE

La propriété fondamentale d'une force est de pouvoir accélérer une masse.

Imaginons une masse d'un kilo immobile dans le vide.

Imaginons une force capable de mettre ce kilo en mouvement, puis de poursuivre son action pour lui donner une vitesse de plus en plus élevée. Gr‚ce à cette force, le kilo pourrait atteindre une vitesse d'l M/s à la fin de la première seconde, de 2 m / s au bout de 2 secondes, de 3 m / s au bout de 3 secondes, et ainsi de suite.

On dit alors que la force a une taille d'l mètre par seconde (en abréviation, m/s2) . Les savants ont donné un nom à une force capable d'accélérer 1 kilogramme d'un mètre par seconde toutes les secondes. C'est le newton (N), ainsi appelé en l'honneur d'Isaac Newton qui fut le premier à

établir le rapport existant entre la force et l'accélération.

Un kilogramme-poids est équivalent, en force, à 9,806 N.

De sorte que la pression de l'air au niveau de la mer est égale à 101 320 N/M2.

Blaise Pascal (1623-1662) effectua d'importantes expériences sur la pression de l'air, et c'est en son honneur que les savants appelèrent Pascal (Pa) une force d'lN/m2 (un newton par mètre carré). La pression de l'air au niveau de la mer est égale à 1 atmosphère ou à 101 320 Pa.

La pression de l'air n'est pas la plus importante pression dont un homme puisse faire l'expérience. Une colonne d'eau de 10,332 m de hauteur exerce une pression d'l atmosphère.

Une personne qui plonge dans un lac de 10,332 m de profondeur subira une pression totale de 2 atmosphères.

Le corps peut supporter une telle pression parce que la pression interne des liquides présents dans les tissus eorie, on

augmente pour équilibrer la pression externe. En th' '

pourrait donc plonger à des profondeurs toujours plus grandes, mais d'autres phénomènes interviennent en cours de route, ainsi que nous l'avons vu dans un précédent chapitre.

La profondeur extrême de l'océan est d'un peu plus de Il km (fosse des Mariannes). L'eau de mer est salée, donc Plus dense que l'eau douce. Une colonne d'eau salée est plus 379

LA CONqUETE DU SAVOIR

sujette à la gravité, et la pression qu'elle exerce est plus grande que celle d'une colonne d'eau douce. Il ne faut pas non plus oublier que l'eau se comprime légèrement avec la profondeur et que la densité augmente en proportion. Si l'on tient compte de tous ces facteurs, on peut calculer que la pression qui s'exerce au fond de l'océan est de 1070

atmosphères, soit 108 millions Pa.

Seules les parois métalliques d'un bathyscaphe peuvent rotéger d'une telle pression les hommes qui s'aventurent tout au fond de l'océan.

La pression qui règne dans les abysses marins est encore loin de la pression maximale qu'on puisse trouver sur notre planète.

Les matériaux solides qui constituent notre globe sont plus denses que l'eau et plus importants en quantité; en imaginant qu'on puisse s'enfoncer dans la cro˚te terrestre, les pressions que nous y subirions seraient bien plus élevées que celle qui règne au fond de l'océan.

A 1 000 km de la surface de la Terre, le poids des roches exerce une pression égale à plus de 40 milliards de Pascal (400 000 atmosphères environ); elle est donc 400 fois plus importante que la pression régnant au fond de l'océan.

La pression ne cesse d'augmenter quand nous nous rapprochons du centre de la Terre. Après 2 900 km, les roches cèdent la place à des métaux en fusion. Et on a pu calculer que la pression régnant au coeur de la planète atteignait le chiffre fabuleux de 364 milliards de Pascal, soit 3 600 000 atmosphères environ.

Dans de telles conditions, la densité des métaux est bien plus élevée qu'au niveau de la mer, o˘ ils ne subissent qu'une pression d'l atmosphère. Les énormes pressions compriment les atomes et obligent les électrons a se rapprocher du noyau en dépit des puissantes forces électromagnétiques qui les tiennent écartés les uns des autres.

Une roche ayant une densité de 3 000 kg / m' en surface se retrouve avec une densité de 6 000 kg / m' à une profondeur de 2 900 km, qui indique la limite entre les roches solides et les métaux en fusion.

380

LES HORIZONS DE LA MATIERE

Cette masse en fusion se compose principalement de fer, auquel il faut ajouter 10 % environ de nickel. Au niveau de la mer, ce composé de nîckel et de fer aurait une densité de 8 000 kg / m3. A 2 900 km de profondeur, la pression des 1

couches rocheuses supérieures donne à ce compose une densité de 9700 km/M3. Ce chiffre ne cesse d'augmenter avec la profondeur, et l'on estime que la densité du métal constituant le noyau de la Terre est de 13 000 kg / M3.

On voit que la densité du métal présent au coeur de la Terre est deux fois plus petite que celle d'une pépite d'osmium pur (au niveau de la mer, bien entendu). L'osmium détient donc le record absolu de densité. (Naturellement, une masse d'osmium présente au coeur de la Terre verrait sa densité atteindre les 35 000 kg/M3. Mais ce n'est là

que pure spéculation.)

Il est donc peu probable que des hommes puissent, dans un futur prévisible, s'enfoncer dans les entrailles de la Terre et faire personnellement l'expérience des formidables pressions. Mais3 en re@anche, ne serait-il pas possible de récréer ces mêmes pressions en laboratoire,>

Le physicien français Emile Amagat (1841-1915) fut l'un des pionniers en ce domaine. En appliquant une pression mécanique sur un petit volume et en utilisant des joints particulièrement fiables, il parvint aux environs de 1880 à

atteindre des pressions allant jusqu'à 3 000 atmosphères. Il ne put aller plus loin, uniquement parce que les joints de sa conception avaient cédé avant, mais ce fut tout de même un exploit, puisque les pressions obtenues étaient trois fois supérieures à celle du fond de l'océan.

En 1905, le physicien américain Percy William Bridgman (1882-1961) travaillait sur sa thèse et étudiait le comportement de certains phé,.qomènes optiques sous l'effet de la pression. Il se prit d'intérêt pour les pressions extrêmes et conçut des joints fort ingénieux qui pouvaient retenir des fluides dans des conditions très poussées.

Il aboutit ainsi à une pression de 12 000 atmosphères puis au cours d'expériences ultérieures, il réussit à obtenir d es pressions de plus en plus élevées : 20 000, 40 000, 50 000, 381

LA CONqUETE DU SAVOIR

100000 atmosphères et, finalement, 425000 atmosphères, soit près d'un huitième de la pression régnant au coeur de la Terre.

Au cours des dernières années, Peter M. Bell, membre de la Carnegie Institution, a conçu un appareil susceptible d'écraser des matériaux entre deux diamants - la substance la plus dure que l'on connaisse - et est ainsi parvenu à une pression d'un million et demi d'atmosphères, soit plus des deux cinquièmes de la pression du centre de la Terre.

Les chiffres de Bell ont été dépassés, pour un temps très bref, tout au moins, à l'Institut de Technologie de Californie, quand des projectiles furent tirés à de très grandes vitesses par une sorte de canon. Au moment de l'impact, une pression provisoire de plusieurs millions d'atmosphères put être obtenue - pression très proche de celle qui caractérise le centre de la Terre.

Ces expériences permettent aux savants d'étudier les modifications des métaux et des minerais soumis aux très hautes pressions. Ils peuvent ainsi se faire une meilleure idée de la structure interne de la Terre - et des autres planètes.

Les pressions dans l'univers

Même si nous parvenions à créer en laboratoire des pressions supérieures à la pression du centre de la Terre, nous serions encore loin des chiffres extraordinairement élevés du système solaire. quatre planètes sont plus massives que la Terre et doivent nécessairement avoir des pressions internes supérieures à celle de la Terre, puisque les masses de matière comprimées sont plus importantes et soumises par conséquent à des champs gravitationnels eux aussi plus importants.

jupiter est, de loin, la plus massive de toutes les planètes. Sa pression centrale est estimée à 100 @llions d'atmosphères; elle serait donc près de trente fois plus élevée que la pression interne de la Terre.

Dans de telles conditions, les atomes eux-mêmes ris-

382

LES HORIZONS DE LA MATIERE

quent fort de perdre leur capacité à résister à la compression gravitationnelle. Le travail effectué en 1911 par Rutherford sur le concept de noyau atomique a montré qu'il suffisait d'une certaine pression pour le casser.

Dans des conditions normales, la quasi-totalité de la masse de l'atome est concentrée dans le minuscule noyau qui en forme le centre. Le noyau est entouré d'un important volume o˘ gravitent les électrons. Ces électrons forment une sorte de barrière de protection qui empêche les divers noyaux de se rapprocher les uns des autres.

quand la pression est suffisamment élevée, la barrière d'électrons se brise et les noyaux se retrouvent sans protection aucune. Ils peuvent se rapprocher, entrer en collision et provoquer une interaction. Si l'hydrogène forme la majeure partie d'un corps massif, les noyaux sont formés chacun d'un unique proton; lors de l'interaction, les différents protons peuvent fondre et former des noyaux d'hélium tout en libérant une grande quantité de chaleur. quand une telle fusion se produit au coeur d'un corps très massif - plus massif encore que jupiter - la quantité de chaleur libérée est telle que le corps tout entier peut émettre un rayonnement lumineux. C'est ainsi que se forme une étoile.

Et c'est pour cela que le Soleil émet sa propre lumière.

La masse du Soleil est 1 020 fois plus élevée que celle de jupiter; la pression qui règne en son centre est estimée à

330 milliards d'atmosphères, soit 3 300 fois la pression centrale de jupiter. Cette pression suffit à briser la structure atomique et à provoquer la fusion nucléaire.

quand la structure atomique se brise pour produire ce que certains appellent de la matière dégénérée , les noyaux massifs se trouvent plus proches les uns des autres que lorsque les atomes sont intacts et la substance qu'ils produisent a une densité bien plus élevée que la normale. On estime ainsi la densité du coeur du Soleil à quelque 160 000 kg / m3

soit sept fois la densité de l'osmium.

Le centre du Soleil se compose en majeure partie d'hélium, dont le poids atomique est de 4 - rappelons que celui de l'osmium est de 190. Pour produire une matière sept 383

LA CONqUETE DU SAVOIR

fois plus dense que l'osmium, il faut que les légers noyaux d'hélium présents au coeur du Soleil ne soient séparés que par une distance sept fois plus petite que celle qui sépare les noyaux d'osmium à la surface de la Terre.

Dans un atome intact, la distance qui sépare les noyaux est 200 000 fois plus importante que le diamètre du noyau; si l'on divise cette distance par 7, on voit que la distance existant entre les noyaux n'est plus égale qu'à 30 000 diamètres. Cela reviendrait à disposer des balles de ping-pong tous les kilomètres; elles pourraient se mouvoir en toute liberté, sans donner l'impression d'être serrées les unes sur les autres.

Par conséquent, les matériaux présents au coeur du Soleil se comportent comme des gaz en dépit de la formidable pression.

Le record en ce domaine n'appartient toutefois pas au Soleil. Certaines étoiles sont plus massives que le Soleil -

cinquante fois plus, parfois. On peut donc s'attendre à y trouver des pressions et des densités internes encore plus importantes.

Mais il y a encore mieux.

Ce qui empêche les étoiles de s'effondrer sous l'action d'un champ gravitationnel d'une formidable intensité, c'est une température centrale tout aussi formidable, provoquée par la fusion nucléaire. Un jour, pourtant, les noyaux en fusion se consument, et il ne reste plus rien en dehors des gros noyaux suscités par ladite fusion. Plus tard encore après des centaines ou des millions de milliards d'émission de lumière, l'étoile ne parvient plus à émettre la chaleur nécessaire à son expansion - et c'est l'effondrement.

quand une étoile s'est effondrée, son matériau ne se compose pratiquement plus que de matière dégénérée. Les pressions et les densités sont alors encore plus importantes.

Le compagnon de Sirius (dont nous avons déjà eu l'occasion de parler) fut la première étoile effondrée jamais découverte. En 1844, Bessel remarqua que Sirius se déplaçait de manière irrégulière, comme s'il était attiré par un objet ayant l'intensité gravitationnelle d'une étoile. Ne parvenant pas à voir une étoile à l'endroit o˘ il y aurait d˚ en avoir une, 384

LES HORIZONS DE LA MATIERE

Bessel déduisit qu'il ne pouvait s'agir que d'une étoile morte ne étoile qui a cessé de briller.

Le compagnon de Sirius fut tout de même entrevu en 1862 par un astronome américain nommé Alvan Graham Clark (1832-1897). Il émettait une très faible lueur; ce n'était donc pas une étoile morte, mais une étoile agonisante. Les mouvements respectifs de Sirius et de son compagnon ( Sirius B ) permirent de calculer que sa masse était égale à

1,05 fois celle de notre propre Soleil.

En 1915, l'astronome américain Walter Sidney Adams (1876-1956) parvint à relever le spectre de Sirius B et montra que sa température était aussi élevée que celle de Sirius lui-même. Sa surface était plus chaude que celle de notre Soleil.

Dans ce cas, pourquoi brillait-il avec autant de fai-blesse ? S'il était aussi chaud que Sirius et presque aussi massif, pourquoi ne brillait-il pas avec autant d'intensité que Sirius ?

La seule solution consistait à dire que le diamètre de Sirius B était bien inférieur à celui de Sirius. Sa surface était peut-être chaude et lumineuse, mais elle était aussi extrêmement réduite. En fait, les calculs les plus récents ont montré

que Sirius B n'avait que 11 100 km de diamètre. Plus petit que la Terre, Sirius était tout de même une étoile blanche.

Son éclat et sa luminosité lui valurent alors le nom de naine blanche .

En dépit de sa petite taille, Sirius B a tout de même une masse 1,05 fois supérieure à celle de notre Soleil. Il est désormais clair que ce fut jadis une étoile ordinaire qui, par faute de combustible, ne put résister à l'attraction de sa propre gravité. Il existe un nombre considérable de naines blanches, et ce sont toutes les vestiges d'étoiles effondrées.

La densité globale de Sirius B doit être énorme, puisqu'il s'agit d'une masse 1,05 fois supérieure à celle du Soleil comprimée dans une boule plus petite que la Terre. Sa densité moyenne est en fait de 2900000000 kg/ml; on estime qu'elle pourrait atteindre en son centre les 33 milliards de kg/m3. Cette densité serait alors un million de fois supérieure à celle de l'osmium.

385

LA CONqUETE DU SAVOIR

Même ainsi, les noyaux présents au coeur d'une naine blanche sont séparés par des distances très importantes ; n comparaison, les balles de ping-pong que nous avons imaginées tout à l'heure seraient disposées à 15 mètres les unes des autres. La matière se comporterait toujours comme un gaz.

Plus une étoile est massive à l'origine, et plus son champ gravitationnel est intense ; dans les cas extrêmes l'effondrement final est littéralement catastrophique. A partir d'une certaine masse, l'effondrement peut provoquer le rapprochement, puis le contact des noyaux.

On se trouve alors en présence d' étoiles à neutrons elles furent découvertes pour la première fois en 1967 par une étudiante britannique nommé jocelyn Bell, alors qu'elle travaillait auprès de l'astronome Antony Hewish (1924-Le diamètre d'une étoile à neutrons aussi massive que le Soleil ne dépasserait pas les 14 km. Sa densité serait celle du noyau atomique - en fait, une étoile à neutrons peut être considérée comme un gigantesque noyau atomique.

La densité d'une étoile à neutrons devrait atteindre les 1 18 kg/M3@ Soit 100 Mil i

0 1 ons de fois la densité interne d'une naine blanche ou 50 trillions de fois celle de l'osmium. Le matériau d'une étoile à neutrons ne se comporterait plus comme un gaz, mais bien comme un solide, en dépit de la température extraordinairement élevée.

Malgré tout, le record des pressions n'appartient pas aux étoiles à neutrons. Si une étoile est pourvue d'une masse suffisante et si elle s'effondre avec une violence toute particulière, la barrière nucléaire peut très bien se briser à

son tour. Dans un tel cas, 'même la substance du noyau atomique ne peut résister à la compression gravitationnelle.

Les particules nucléaires se brisent à leur tour, et plus rien ne peut empêcher le processus d'effondrement de se prolonger indéfiniment.

Il en résulte un trou noir , o˘ la matière ne cesse de s'effondrer tandis que la pression, la densité et la force de gravité s'élèvent toujours plus, jusqu'à l'infini.

La plupart des astronomes croient que les trous noirs 386

LFS HORIZONS DE LA MATI@RE

existent bel et bien et que l'on en aurait peut découvert quelques-uns.

Vers le vide

-être déjà

Imaginons à présent que nous partons dans l'autre direction.

L'hydrogène gazeux est la substance la moins dense qu'on puisse trouver au niveau de la mer; sa densité n'est, en effet, que de 0,09 kg / M3. Cela revient à dire qu'l M3

d'hydrogène contient 2,7 x 1021 molécules d'hydrogène.

Ce chiffre est sensiblement le même pour tous les gaz pris au niveau de la mer. Ainsi, l'air au niveau de la mer contient lui aussi 2,7 x 1025 molécules. L'air est en fait un mélange très complexe de gaz très divers. 99 % des molécules de l'air sont, soit des molécules d'oxygène, soit des molécules d'azote. Le 1 % restant contient d'autres gaz dits rares en faible proportion, ce qui représente cependant à chaque fois un grand nombre d'atomes. Par exemple, 6 x 10-19 seulement 1

des particules de 1 atmosphère sont des atomes d'un gaz rare appelé radon. Mais 1 M3 d'air pris au niveau de la mer enferme tout de même 16 millions d'atomes de radon.

Bien que les molécules présentes dans 1 M3 d'air soient très nombreuses, elles sont si petites que la distance moyenne qui les sépare est cent fois plus grande que le diamètre d'une seule molécule. (Un peu comme si nos fameuses balles de ping-pong se tenaient à 1,50 m les unes des autres.) Les molécules des gaz ne sont pas tenues entre elles par de forts liens chimiques, ainsi qu'on le voit dans les solides.

Elles ne sont pas non plus liées par une force interne; seule joue la pression des gaz qui les surmontent, gaz attirés vers le bas par la gravité terrestre. Si l'on parvenait à réduire la pression de l'air, les molécules s'écarteraient les unes des autres et perdraient de leur densité. A un certain moment, es molécules de l'air (ou de n'importe quel gaz) s'écarteraient à

l'infini et se perdraient dans le néant.

La réduction de la pression de l'air peut être provoquée 387

LA CONqUETE DU SAVOIR

par une chute de la force de gravité. A un certain point, la pression ne parviendrait plus à empêcher l'atmosphère de se dissoudre dans l'espace extérieur. C'est pour cette raison que des mondes tels que la Lune ou Mercure n'ont pas d'atmosphère notable, de même que ne peuvent en avoir des objets célestes plus petits que la Lune.

Nous pouvons également réduire la pression de l'air en nous élevant toujours plus haut dans l'atmosphère. Plus l'altitude est élevée et plus la part d'atmosphère située en dessous est importante; la pression qui s'exercera sur nous ne dépendra que de la fraction d'atmosphère située au-dessus de nous. Cela signifie que la pression de l'air baissera régulièrement au fur et à mesure que nous monterons.

Ainsi que nous l'avons dit dans un chapitre précédent, cette évidence fut démontrée par Blaise Pascal en 1646.

Si la densité de l'atmosphère était égale en tout point, quelle que f˚t l'altitude, elle prendrait fin à 8 km de la Terre.

Il suffit en effet d'une colonne d'air de 8 km de haut à la densité observée au niveau de la mer pour produire la pression que nous observons à la surface de la Terre.

Cependant, la pression de l'air diminue avec l'altitude, et les molécules sont de plus en plus distantes les unes des autres.

L'atmosphère est de moins en moins dense, elle occupe donc de plus en plus de place et s'étend par conséquent bien au-delà de la barrière des 8 km, tout en continuant, naturellement, de se raréfier.

Au sommet du mont Everest (8 880 m), la pression de l'air est trois fois moindre environ qu'au niveau de la mer, soit 31 400 Pa. (On comprend alors la difficulté qu'éprouvent les alpinistes à escalader le dernier kilomètre.) Les savants ont utilisé des ballons et des fusées pour connaître les propriétés de l'atmosphère à des altitudes bien supérieures à celles des montagnes. A 10 km d'altitude, la pression de l'air tombe à 28 000 Pa ; à 50 km, la pression est mille fois plus petite qu'au niveau de la mer, avec 101 Pa; à

100 km, elle n'est plus que de 0,08 Pa et à 220 krn, de 0,00002 Pa.

Du point de vue de l'utilisation pratique de l'atinos-388

LES HORIZONS DE LA MATIERE

phère, nous pouvons dire qu'il ne reste pratiquement plus d'air à 50 km d'altitude; il n'est alors plus interdit de parler de vide.

Cependant, même à 220 km d'altitude, o˘ l'air est près de cinq milliards de fois moins dense qu'au niveau de la mer, les atomes ou les molécules présents dans 1 M3 d'air sont encore au nombre de 5 x 1011 (cinq quatrillions). Cela suffit pour interférer avec le vol d'un satellite artificiel et lui opposer une résistance telle qu'il retombe sur la Terre -

c'est exactement ce qui s'est passé dans le cas du Skylab.

Si nous nous éloignons toujours plus loin de la Terre, nous verrons la densité des gaz continuer à décroître, mais jamais elle n'atteindra le zéro! Le Soleil émet en permanence d'importantes quantités de particules subatomiques, qui se répandent à des vitesses considérables dans toutes les directions. C'est ce que l'on appelle le vent solaire . Ainsi, les régions de l'espace proches du système Terre-Lune contiennent de 5 à 80 millions de particules par M3. Ce sont pour la plupart des protons, des noyaux d'atomes d'hydrogène.

Ces chiffres paraissent très importants ; en fait, ils sont près d'un millionième de trillionième de fois plus petits que la densité de l'air au niveau de la mer.

qu'en est-il donc de l'espace interstellaire ? La répartition de la matière n'est pas uniforme. Certains nuages de poussière, par exemple, peuvent occuper un vingt-cinquième du volume total de l'espace des bras spiraux d'une galaxie; ils peuvent être formés en majeure partie de protons (quand des étoiles chaudes se trouvent en leur sein ou tout près d'eux) ou d'atomes d'hydrogène intacts (quand aucune étoile voisine ne les démembre de par son énergie).

Le nombre des particules présentes dans de tels nuages peut atteindre les 100 millions au M3. Les ondes radio qu'elles émettent ont montré depuis les années 1960 qu'on y trouve aussi d'infimes quantités de molécules, dont certaines composées de carbone assez complexes.

Entre les nuages de poussière, c'est-à-dire dans les régions o˘ la densité est minimale, il n'y a peut-être que 389

LA CONqUETE DU SAVOIR

100000 atomes d'hydrogène au m3. Même ici, les vents stellaires jouent un rôle certain. Alors que dans les espaces inter-galactiques, loin de toute étoile, il se peut qu'il n'y ait que 0, 1 atome d'hydrogène par M3 (un atome tous les 1 0 M3).

Néanmoins, si nous prenons un volume gros comme la Terre d'espace inter-galactique, nous y dénombrerions 1011

(dix millions de trillions) atomes d'hydrogène. L'espace n'est jamais vraiment vide.

Les hommes ont appris à recréer le vide en laboratoire.

Le premier vide remarquable a été obtenu par Torricelli, lorsqu'il retourna la colonne de mercure et en laissa s'écouler une partie. L'espace libéré au sommet du tube clos ne contenait que des traces de vapeur de mercure; c'était un vide de Torricelli .

Les vapeurs de mercure lui interdisent d'être un vide parfait; à la température normale, 1 m3 de vide de Torricelli contient encore 3,5 x 1011 atomes de mercure.

De nombreuses méthodes de pompage de l'air ont été

conçues depuis l'époque de Torricelli, et il a été ainsi possible de produire des vides contenant 10 trillions de fois moins de particules que le vide de Torricelli.

Cependant, même le vide le plus parfait que l'homme puisse produire contient encore quelque 3 millions d'atomes par m 3. Ce chiffre rivalise avec celui des espaces interplané

taires, mais est encore très loin de celui des espaces interstellaires (pour ne pas parler des espaces inter-galactiques).

quatrième partie

LES HORIZONS DE L ENERGIE

xxi

Les hautes températures

Points de fusion et d'ébullition

De même que la densité permet de mesurer la concentration d'une masse dans un volume donné, de même la température sert à mesurer l'énergie présente dans un volume donné. Mesure de l'intensité de la chaleur, la température exerce une grande influence sur les événements; c'est un phénomène dont nous avons tous une conscience permanente.

La connaissance de la température prend chez l'homme la forme d'une sensibilité biologique. Des objets sont froids ou chauds au toucher, selon que la chaleur quitte le corps pour pénétrer dans l'objet ou qu'elle quitte l'objet pour pénétrer dans le corps. Dans le premier cas, la température du corps s'abaisse au point de contact; dans le second cas, elle s'élève.

Mais dans l'un et l'autre cas, le cerveau interprète l'événement de manière appropriée.

La chaleur ou le froid peuvent également se faire sentir à

distance, comme lorsqu'on se tient devant un brasier ou un 393

LA CONqUETE DU SAVOIR

monticule de glace. Dans le premier cas, les courants aériens et le rayonnement portent la chaleur du feu vers le corps; dans le second cas, la chaleur va du corps vers la glace.

Les premières tentatives de mesure objective de la température datent de 1593, année o˘ Galilée inventa le thermomètre (du grec mesure de la chaleur ). On avait remarqué que les objets tendent à se dilater lorsque la température augmente, et Galilée pensa utiliser l'étendue de cette dilatation comme mesure de la température.

Galilée chauffa une ampoule creuse, à laquelle était soudé un long tube dans lequel l'air pouvait pénétrer. Puis il retourna l'ampoule et plongea le tube dans de l'eau. L'ampoule se refroidit, l'air qui y était enfermé se contracta et l'eau remonta dans le tube. Plus tard, quand la température s'éleva et que l'air prisonnier de l'ampoule se dilata, le niveau d'eau redescendit; quand la température diminua, le niveau d'eau s'éleva à nouveau. L'expérience était assez grossière, puisque les variations survenues dans la pression de l'air extérieur faisaient également monter ou descendre le niveau, mais ce n'était là qu'un début.

En 1654, le grand-duc Ferdinand Il de Toscane (1610-1670) fut le premier à utiliser une ampoule à laquelle était fixé un tube scellé. L'ampoule était remplie d'alcool, et les mouvements du liquide dans le tube ne dépendaient que de la température; la pression de l'air extérieur ne jouait aucun rôle.

Le premier thermomètre suffisamment précis pour être utilisé dans des expériences scientifiques fut conçu par le physicien allemand Daniel Gabriel Fahrenheit (1686-1736).

En 1714, il emplit l'ampoule du thermomètre de mercure pur et la scella après avoir fait le vide.

Il établit ensuite une échelle permettant de mesurer la température. Il plaça le thermomètre dans un mélange d'eau, de glace et de sel afin de marquer le degré zéro. Il donna la cote 96 à la température corporelle d'une personne en bonne santé en plaçant dans sa bouche l'ampoule du thermomètre.

Gr‚ce à cette échelle, il situa le point de congélation de l'eau à

32' et son point d'ébullition à 212'. (De nos jours, la 394

LES HORIZONS DE L'…NERGIE

température corporelle d'une personne en bonne santé est estimée à 98'6.)

L' échelle Fahrenheit n'est plus guère utilisée que dans les pays anglo-saxons, o˘ son usage commence même à

disparaître. Les températures que nous venons de citer sont respectivement notées 32 'F, 212 'F et 98,6 'F sur cette échelle.

En 1743, l'astronome suédois Anders Celsius (1701-1744) conçut une échelle o˘ le point de congélation de l'eau était fixé à O' et le point d'ébullition à 100'. Elle portait à

l'origine le nom d' échelle centigrade , d'après un mot latin signifiant cent pas . Ce n'est qu'en 1948 qu'elle fut rebaptisée échelle Celsius , en l'honneur de son inventeur.

Les températures de congélation et d 'ébullition de l'eau sont notées 0 'C et 100 'C.

C'est uniquement lorsqu'on disposa de thermomètres précis que l'on put se demander quelles seraient les températures maximales rencontrées.

La température normale de notre environnement varie selon l'heure du jour et selon les saisons. Elle est parfois plus élevée que la température normale du corps, qui est de 37 'C.

La plus haute température jamais enregistrée à New York par le Weather Bureau (dont la création remonte à la fin du siècle dernier) fut de 41,7 'C en juillet 1966. Pour la France, le chiffre record est de 44 'C à Toulouse, le 8 ao˚t 1923 ; à

Paris, le record de 40,4 'C fut atteint le 28 juillet 1947. Nous sommes encore loin du record mondial : à El Azizia, en Libye, la température monta jusqu'à 58 'C le 13 septembre 1922.

Certaines températures enregistrées à la surface de la Terre ou dans sa proche banlieue sont encore plus élevées que la température générale de l'atmosphère à laquelle nous sommes habitués. Les éclairs impliquent des températures extrêmement importantes pendant un temps très bref et dans des points très localisés. Les éruptions volcaniques ne donnent pas lieu à des températures aussi éle vees, mais elles se manifestent pendant des périodes assez longues. Dans l'un ou l'autre cas, des incendies de forêt peuvent se produire.

395

LA CONqUETE DU SAVOIR

L'Homo erectus (de même que l'Homo sapiens pendant plusieurs milliers d'années) ne pouvait utiliser que le feu récupéré sur des matériaux enflammés par des causes naturelles - la foudre, principalement - avant de l'entretenir avec amour. Si le feu mourait, les hommes devaient dérober un brandon à une tribu voisine ou attendre qu'un orage déclenche un nouvel incendie.

Ce n'est que vers 7000 av. J. -C. que les êtres humains apprirent à faire naître une flamme - la plupart du temps par le moyen de la friction.

Le feu ordinaire utilisé par l'homme primitif est le résultat d'une réaction chimique dans laquelle l'oxygène de l'air se combine aux vapeurs qui se dégagent de matériaux organiques chauffés, tels que le bois ou l'huile. Cette combinaison produit une concentration de chaleur susceptible d'émettre de la lumière; les températures qui en résultent dépassent les 1 000 'C.

L'usage du feu permit aux hommes d'atteindre des températures qui, à leur tour, suscitèrent des effets qui n'auraient pu exister autrement. Par exemple, un chaudron plein d'eau placé sur un feu se mettra à bouillir, ce qu'aucun facteur d'ordre purement météorologique ne serait parvenu à

faire. Gr‚ce à la chaleur du feu, la nourriture peut être cuite, le sable transformé en verre, l'argile en brique et les divers minerais en métaux.

Un feu de bois ordinaire est bien loin d'être aussi chaud que d'autres types de feux. De nos jours, les hommes ont su tirer profit de réactions chimiques autrement plus énergéti-ques. La combinaison de l'oxygène et de l'h@,drogène gazeux produit une flamme dont la température atteint 2 800 'C : celle de l'oxygène et de l'acétylène, 3 300 'C. Il est également possible d'arriver à des températures encore plus élevées, quoique pendant un temps fort bref.

La combinaison des hautes températures et des méthodes précises de mesure (à l'aide d'appareils autres que les thermomètres ordinaires) a permis de connaître avec exactitude les points de fusion les plus élevés.

Dans la nature, la glace est la seule substance qui fonde à

396

LES HORIZONS DE L'…NERGIE

une température ordinaire. Cependant, au début des temps historiques, les hommes savaient déjà tirer le métal des minerais et , par conseq uent, faire fondre ledit métal.

Sur les sept métaux connus des anciens, un seul, le mercure, se présente à l'état liquide dans des conditions ordinaires de température. Le plomb et l'étain sont solides mais ils peuvent être aisément fondus, même avec des méthodes primitives. Leurs points de fusion sont respectivement de 327,5 'C et de 231,9 'C.

L'argent, l'or et le cuivre fondent à des températures plus élevées : 960,8 OC, 1063 OC et 1083 'C. Le fer est, de tous les métaux anciens, celui dont le point de fusion est le plus élevé : 1535 'C.

Les points de fusion indiqués ci-dessus ne concernent que les métaux purs. Les alliages ont tendance à fondre à des températures inférieures à celles des métaux purs; malgré

tout, les alliages de fer sont plus résistants à la fusion que tous les autres alliages. C'est en partie pour cela que le fer fut utilisé plus tardivement que les autres métaux, même s'il est le plus commun et le plus utile de tous.

Ainsi, le bronze - alliage de cuivre et d'étain - fut employé dès 3600 av. J. -C. ; il fut le premier métal assez dur pour servir à la fabrication d'armes et d'outils. En revanche, le fer ne put être fondu, donc utilisé, qu'en 1400 av. . J. -C., soit plus de 2 000 ans plus tard. Il fallait pour cela atteindre des températures plus élevées que celles produites par les feux de bois, et le charbon de bois fut employé comme combustible.

Les roches sont plus difficiles à fondre que les métaux connus des hommes de l'Antiquité. Leurs principales composantes sont le silicate d'aluminium, le silicate de calcium et le silicate de magnesium5 qui fondent tous aux environs de 2 000 OC.

On a récemment découvert un certain nombre de metaux dont le point de fusion est encore plus élevé.

L'hafnium fond à 2 150 'C, le ruthénium à 2 250 'C, l'iridium à 2 410 'C, le niobium à 2 468 'C, le molybdène à

397

171, 1

LA CONqUETE DU SAVOIR

2 6 1 0 'C, le tantale à 2 996 'C, l'osmium à 3 000 'C, le rhénium à 3 180 'C et le tungstène à 3 410 'C.

Le tungstène est, de tous les métaux, celui dont le point de fusion est le plus élevé ; c'est une des raisons pour lesquelles on l'utilise sous forme de filament dans les ampoules incandescentes. Il résiste parfaitement bien à des températures très élevées - à condition d'être entouré d'un gaz tel que l'argon au contact duquel il ne réagit pas.

En dehors des métaux, deux éléments possèdent également des points de fusion très élevés. Le bore fond à 2 300 'C

et le carbone effectue sa sublimation à plus de 3 500 'C. (La sublimation est le passage de l'état solide à l'état gazeux, sans état liquide intermédiaire.) Le carbone est donc, de tous les éléments, celui qui reste solide à la plus haute température.

Des atomes de différents éléments peuvent se combiner chimiquement pour former des composés aux points de fusion très élevés. (Ils sont différents des alliages, qui ne sont que de simples mélanges.) Ces composés sont généralement constitués d'un atome métallique combiné chimiquement à

un petit atome non métallique, tel que le bore, le carbone, l'oxygène ou l'azote. Le carbure de bore fond à 2 350 'C , le nitrate de niobium à 2 573 'C et l'oxyde de calcium à

2 580 OC.

Il existe au moins neuf composés de cette sorte dont le point de fusion est supérieur à 3 000 'C et quatre qui égalent ou dépassent les 3 500 'C. Le carbure de niobium fond à

3 500 OC, le carbure de zirconium à 3 540 'C, le carbure de tantale à 3 880 'C et le carbure d'hafnium à 3 890 OC.

Le carbure d'hafnium semble donc être la seule substance capable de demeurer à l'état solide à 3 890 'C. Seuls les gaz et les liquides peuvent exister à des températures superieures.

Bien entendu, si la température continue de monter, les liquides entrent en ébullition et se transforment en gaz. A titre d'exemple, le platine bout à 4300 'C, alors que l'osmium bout à plus de 5 300 OC. Le rhénium et le tungstène bouillent à plus de 5 900 'C.

Le tantale (métal) et le carbure de tungstène (composé) 398

LES HORIZONS DE L'…NERGIE

bouillent à environ 6 000 'C. Il est probable que ce soit là le maximum que puisse atteindre une substance quelconque dans les conditions normales de la surface terrestre. Au-dessus de 6 000 OC, toutes les substances sont à l'état gazeux.

Planètes et étoiles

que se passe-t-il si nous nous éloignons de la surface de la Terre pour nous rapprocher des autres mondes ?

Dans notre système solaire, trois objets sont aussi près ou plus près du Soleil que la Terre. Ce sont la Lune, notre satellite, Mercure et Venus.

La Lune tourne autour de la Terre à une distance bien inférieure à la distance Terre-Soleil, puisqu'elle est 390 fois moindre. Cela signifie que notre Lune est pratiquement aussi éloignée du Soleil que la Terre et que l'on pourrait s'attendre à trouver sur sa surface des températures semblables à celles qui règnent sur Terre.

En fait, il n'en est rien. La Terre possède une atmosphère qui conserve et fait circuler la chaleur, de sorte que la nuit n'est pas aussi fraîche et le jour pas aussi chaud qu'ils le seraient S'il n'y avait pas d>atmosphère- La Lune n'a pas d'atmosphère, les températures en surface sont donc bien Plus élevées ou bien plus basses. De plus, la rotation de la Lune ne s'effectue par rapport au Soleil qu'en 29 jours et demi; elle reste donc bien plus longtemps exposée au Soleil que la Terre.

En conséquence, la température de jour de la Lune au niveau de l'équateur dépasse de peu les 100 OC - elle est donc supérieure d'une quarantaine de degrés à la plus haute température terrestre produite par le seul Soleil.

Mercure est la planète la plus proche du Soleil; au cours de sa révolution, il s'en approche même à 46 millions de kilomètres (un peu plus de trois fois moins que la distance Terre-Soleil). De plus, il n'a pas d'atmosphère et tourne très lentement sur lui-même. En surface, la température maximale est de 425 OC. S'il existait du plomb et de l'étain. à la 399

@@ @l LA CONqUETE DU SAVOIR

surface de Mercure (ce qui n'est d'ailleurs pas le cas), ces métaux fonderaient au soleil de midi quand Mercure se trouve très près du Soleil.

Le record de température en surface n'appartient toutefois pas à Mercure.

Venus se trouve à 108 millions de kilomètres du Soleil (2,3 fois la distance Soleil-Mercure, ou 0,7 fois la distance Terre-Soleil). Son atmosphère est extraordinairement dense (elle est 90 fois plus élevée que la densité terrestre); la température est ainsi bien répartie. Venus possède aussi une épaisse couche de nuages qui réfléchit les trois quarts des rayons du Soleil et les empêche par conséquent d'atteindre la surface de la planète. Toutes ces raisons font que l'on pourrait croire la température vénusienne particulièrement douce à côté de celle de Mercure.

Eh bien, il n'en est rien. L'atmosphère très dense de Venus se compose de 90 % de dioxyde de carbone. Ce gaz retient la chaleur solaire et permet à la température d'atteindre des seuils extrêmement élevés. En conséquence, la température qui règne à la surface de Venus est uniformément de 475 'C, de jour comme de nuit (50 'C de plus que la température record de Mercure). Alors que certains endroits bien précis de Mercure se refroidissent pendant la nuit, aucune baisse de température significative ne se produit sur Venus à cause de l'effet égaliseur de l'atmosphère.

Un seul petit corps devrait avoir une température en surface supérieure à celle de Venus - quoique de façon fort intermittente. Il s'agit d'un astérdide nommé Icare ; cette masse rocheuse d'un kilomètre de diamètre fut découverte en 1948 par l'astronome américain d'origine allemande Walter Baade (1893-1960). Icare effectue sa révolution en 1,12 année; lors de son aphélie, il ne se trouve qu'à 28,5

millions de kilomètres du Soleil (deux fois plus près que Mercure).

Assurément, la proximité du Soleil doit produire des températures allant jusqu'à 650 'C, même si ce n'est que de façon intermittente. La surface d'Icare serait alors assez chaude pour émettre un rayonnement décelable sous forme 400

LES HORIZONS DE I,'…NERGIE

de lumière (à supposer qu'on puisse dissimuler l'éclat insupportable du Soleil). En d'autres termes, la surface d'Icare doit être chauffée au rouge.

Certaines comètes se rapprochent encore plus du Soleil qu'Icare; alors qu'Icare n'est qu'une masse rocheuse, les comètes semblent faites de glace, de poussière et de cailloux (avec, parfois, un noyau rocheux). Lorsque les comètes s'approchent du Soleil, une partie de la glace s'évapore, libérant ainsi la poussière et les cailloux. Ils forment autour du noyau de la comète une sorte de brouillard qui l'empêche d'atteindre des températures très élevées. La température d'une comète passant tout près du Soleil est, par conséquent, incertaine.

Parfois même, des météores passent si près du Soleil qu'ils se vaporisent.

Cela nous amène tout naturellement à étudier maintenant l'objet le plus chaud de tout le système solaire, autrement dit le Soleil. La température en surface peut être déterminée d'après la nature de son rayonnement; cette loi fut établie en 1879 par l'astronome autrichien josef Stefan (1835-1893).

La température de la majeure partie de la surface solaire atteint 5 500 "C. C'est un peu en dessous des points de fusion du rhénium, du tungstène, du tantale et du carbure de tungstène. Ces substances ne peuvent toutefois exister que sous forme de traces ; elles n'apparaissent en tout cas jamais en quantité telle qu'elles pourraient être à l'état liquide. Sans aucun doute la surface du Soleil est tout entière de nature gazeuse.

Il en est de même dans certaines régions de la surface du Soleil o˘ les gaz se dilatent puis refroidissent sous l'effet d'une action locale (encore mal connue) mettant en cause le champ magnétique du Soleil. Les gaz refroidis émettent un rayonnement plus faible que l'ensemble de la surface, ils se détachent donc en sombre sur un arrière-plan plus lumineux.

Au centre de ces taches solaires , la température peut tomber à 3 750 'C. Dans de telles conditions, le carbure de tantale et le carbure d'hafnium demeureraient à l'état solide 401

LA CONqUETE DU SAVOIR

(en supposant bien évidemment qu'ils existent en quantité

suffisante au centre des taches).

Il existe également un phénomène inverse à celui des taches solaires. Dans le voisinage desdites taches peuvent se produire des tempêtes solaires , violentes explosions d'énergie qui peuvent durer de quelques secondes à une heure. Bien plus chaudes que la moyenne du Soleil, elles apparaissent en blanc sur un fond déjà très lumineux.

Les étoiles que nous voyons dans le ciel, à I'oeil nu ou à

l'aide de télescopes, appartiennent, comme notre Soleil, à la série principale . Ce sont des étoiles jeunes et vigoureuses elles brillent d'un éclat égal pendant de très longues périodes, et ce gr‚ce à la présence d'énormes quantités d'hydrogène qui servent de matériaux bruts à la fusion nucléaire dispensatrice d'énergie.

Les étoiles plus massives que le Soleil sont également plus chaudes que lui. Les étoiles les plus massives de la série principale peuvent atteindre en surface les 40 000 'C.

L'intérieur des corps célestes

Nous n'avons envisagé pour l'instant que la température régnant à la surface des corps astronomiques. Cependant, la surface d'un objet, quel qu'il soit, n'en est jamais la partie la plus chaude. Et il n'est pas rare qu'elle en soit même la partie la plus froide.

Prenons l'exemple de la Terre. Lorsque nous nous élevons dans l'atmosphère et que nous nous éloignons de la surface du globe, la densité de l'atmosphère diminue. Il en va de même pour la chaleur présente dans l'atmosphère.

La baisse de densité et la diminution de chaleur ne vont pas nécessairement de pair. En certains points, la densité

diminue bien plus vite que la chaleur, de sorte que les atomes et les molécules récupèrent plus de chaleur, même lorsque celle-ci est moindre au niveau global.

La température de l'atmosphère ne cesse de baisser jusqu'à une altitude 150 km; au-delà de cette limite, la 402

IES HORIZONS DE L'…NERGIE

densité diminue de telle sorte que les atomes et les molécules récupèrent une part toujours croissante de la chaleur globale (qui diminue aussi, bien que plus lentement).

A 300 km d'altitude environ, les quelques traces d'air encore présentes ont une température de 1 500 OC. (Les éclairs peuvent produire pendant un temps très bref des températures allant jusqu'à 30000 'C.)

On pourrait croire que la haute atmosphère dispose d'une température suffisante à la fusion du fer, mais il n'en est rien. La température, c'est-à-dire l'intensité de chaleur par atome, est élevée, mais les atomes sont si peu nombreux que la quantité totale de chaleur est assez basse. Une fusée ou un vaisseau spatial qui traverse la haute atmosphère rencontre des atomes très riches en énergie, mais ils sont si rares que la chaleur qu'ils transfèrent au vaisseau ne peut réussir à

l'endommager.

Il se passe exactement la même chose avec le Soleil - à

une plus grande échelle, naturellement. La haute atmosphère du Soleil forme une couronne , visible uniquement pendant les éclipses totales. La température de la couronne peut s'élever à un million de degrés ; ce chiffre a été établi en 1942

par l'astronome suédois Bengt Edlen (1906- ) à partir de la nature du rayonnement émis par la couronne.

On peut donc dire que les couronnes des étoiles les plus chaudes seraient elles-mêmes plus chaudes, et qu'on parviendrait ainsi à des températures de 1 0 000 000 OC.

On atteint des zones de très haute température en s'élevant au-dessus de la surface d'un objet céleste; il se passe la même chose lorsqu'on descend sous la surface dudit objet.

Reprenons l'exemple de la Terre.

Le système solaire est né d'un nuage de gaz et de poussière qui s'est condensé sous l'influence de son propre champ gravitationnel. La majeure partie du nuage originel s'est condensé pour former le Soleil ; une partie des matériaux périphériques s'est regroupée en fragments de matière qui ont ensuite donné naissance aux planètes et à leurs satellites.

Les matériaux étaient pourvus d'une certaine énergie 403

LA CONqUETE DU SAVOIR

cinétique ; quand ils se sont heurtés et se sont immobilisés (les uns par rapport aux autres), l'énergie cinétique s'est changée en chaleur. Par conséquent, la Terre et les objets similaires ont commencé leur existence sous forme de masses br˚lantes. La surface extérieure s'est refroidie, mais l'intérieur est resté chaud.

La température de l'intérieur de la Terre est demeurée élevée pendant plusieurs milliards d'années, et ce pour deux raisons : les couches rocheuses extérieures, froides, isolent l'intérieur et réduisent considérablement l'émission de chaleur vers l'extérieur ; la présence d'atomes radioactifs d'uranium, de thorium et de certaines variétés de potassium et de samarium a produit de la chaleur par fission. La température n'est pas très importante, mais elle suffit à équilibrer les déperditions de chaleur à la surface. Ainsi, le centre de la Terre est demeuré très chaud pendant plus de quatre milliards et demi d'années, et l'est encore aujourd'hui.

Nous savons gr‚ce à des expériences effectuées dans des mines que la température semble s'élever d'l degré tous les 30 mètres. Ce rythme diminue probablement lorsqu'on a franchi l'écorce et le manteau supérieur, ou se rassemble la majeure partie des éléments radioactifs. Les géologues estiment prudemment que la température du centre de la Terre pourrait être de 4 000 'C.

Si ce chiffre est exact, l'intérieur de la Terre est aussi chaud que les parties les plus froides de la surface du Soleil.

Le centre de la Terre est également plus chaud que les parcelles d'air de la haute atmosphère (éclairs non compris); toutefois, la haute atmosphère est presque entièrement vide, alors que la densité du centre de la Terre est très élevée. La chaleur totale du centre de la Terre est par conséquent plusieurs millions de fois supérieure à celle de la haute atmosphère.

Bien entendu, l'intérieur des autres corps astronomiques est également très chaud. En règle générale, la chaleur centrale est plus élevée quand le corps est plus massif ; en effet, une énergie cinétique plus grande s'est transformée en chaleur au cours du processus de formation. Les seuls corps 404

LES HORIZONS DE L'…NERGIE

planétaires dont l'intérieur pourrait être plus chaud que l'intérieur de la Terre sont ceux dont la masse est supérieure à celle de la Terre : jupiter, Saturne, Uranus et Neptune.

jupiter est, de loin, la plus grosse planète. Le rayon de la Terre (distance entre la surface et le centre) est de 6 378 km, alors que le rayon de jupiter est onze fois plus grand, avec 71 600 km.

La surface visible de jupiter (une couche de nuages, en fait) est froide, bien plus froide que la surface de la Terre puisque jupiter est cinq fois plus éloigné que nous du Soleil, dont il ne reçoit qu'un vingt-cinquième du rayonnement.

Malgré cela, la température s'élève rapidement quand nous nous enfonçons sous la surface visible de jupiter.

Les sondes lancées dans les années 1970 nous ont fourni un certain nombre de renseignements à partir desquels nous pouvons établir des estimations raisonnables quant à la température interne de la planète géante. A 1 000 kilomètres sous la surface visible, la température approche déjà celle qui ègne au coeu

r r de la Terre. Au coeur de jupiter, la température atteint 54 000 'C (près de dix fois celle régnant à la surface du Soleil). Mais cela ne suffit pas pour déclencher un processus de fusion nucléaire, et jupiter reste une planète.

Elle n'est même pas assez massive pour n'être que la plus naine des étoiles naines.

Le Soleil est 1 040 fois plus massif que jupiter. Lors de sa formation, les températures centrales se sont élevées à des hauteurs telles que la fusion nucléaire a pu être déclenchée.

Et la chaleur née de la fusion a encore augmenté la température.

Au début des années 1920, l'astronome anglais Arthur Stanley Eddington (1882-1944) a démontré, à partir de l'analyse de la quantité de chaleur requise pour empêcher le Soleil de s'effondrer sous l'action de sa propre gravité, que la température centrale du Soleil devait être de 15 millions de degrés.

C'est donc la région dense en matière la plus chaude de tout le système solaire. On a récemment découvert au 405

LA CONqUETE DU SAVOIR

voisinage de jupiter et de Saturne des régions encore plus chaudes, très certainement gr‚ce au formidable champ magnétique de ces planètes. Le nombre total d'atomes est cependant si petit que la chaleur totale est insignifiante. De plus, les atomes sont trop éloignés les uns des autres pour entretenir une fusion nucléaire, même s'ils sont en théorie assez riches en énergie pour cela.

Curieusement, les hommes sont capables de produire des températures encore plus élevées.

Depuis les années 1950, les efforts se sont portés sur la production d'énergie par fusion contrôlée. Pour ce faire, de petites quantités d'hydrogène doivent être portées à de très hautes températures, plus élevées encore que celles qui règnent au coeur du Soleil.

Une température de 150 000 000 'C suffit à entretenir la fusion au centre du Soleil, parce que la matière est très chaude mais aussi très dense (à cause de la formidable gravité

du Soleil). Sur Terre, les choses sont très différentes. Nous ne pouvons maintenir une densité très élevée par le moyen d'un champ gravitationnel intense; l'hydrogène traité étant moins dense, il nous faut compenser par une nouvelle élévation de température.

Les hommes savent produire des atomes très riches en energie - ce qui revient à produire de très hautes températures - en les accélérant dans diverses machines faisant intervenir des champs électromagnétiques, ou en les chauf-fant de façon très soudaine à l'aide d'un faisceau laser. On a ainsi pu chauffer à plus de 50 000 000 'C de petites quantités d'hydrogène (pendant un temps très bref, évidemment). A l'heure o˘ j'écris ces lignes, de telles températures ne suffisent encore pas à provoquer une fusion contrôlée.

La fusion incontrôlée existe quant à elle depuis plus de trente ans, sous la forme de bombes à hydrogène déclenchées par la fission de l'uranium. On a estimé que des températures de l'ordre de 400 000 000 'C pouvaient être brièvement obtenues au coeur d'une bombe H.

406

LES I-IORIZONS DE L'…NERGIE

Ainsi, les températures produites par l'homme dépassent de loin tout ce que la nature peut créer dans le système solaire, mais elles sont encore loin de ce que la nature peut faire au-delà du système solaire.

De la masse d'une étoile dépendent sa température en surface mais aussi toutes les températures observées en se rapprochant du coeur. Nous pouvons donc nous attendre à ce qu'une étoile très massive possède une température centrale bien plus élevée que celle du Soleil. De plus, le coeur de toutes les étoiles a tendance à se réchauffer au cours de leur évolution.

Il y a quelques années, le physicien Hong-Yee Chiu tenta de calculer la température maximale du coeur d'une étoile. Il avança le chiffre de 6 milliards de degrés ; ce serait la température d'une étoile bien plus massive que le Soleil, à l'instant de son évolution o˘ elle est sur le point d'exploser en une gigantesque supernova .

Ces 6 milliards de degrés ne constituent toutefois pas un maximum. Imaginons que nous puissions remonter le temps, jusqu'au big bang d'o˘ naquit notre univers.

quand nous remontons dans le temps, le volume de l'univers est de plus en plus petit et l'énergie qu'il contient est de plus en plus concentrée. Chaque mètre cube de l'univers contient de plus en plus d'énergie. Cela revient à

dire que l'univers est de plus en plus chaud quand nous nous tournons vers le passé.

Les théories en cours (à supposer bien évidemment qu'elles soient exactes) peuvent nous faire entrevoir des événements qui se sont produits une infime fraction de seconde après le big bang . Un dix-rnillième de seconde après le big bang , par exemple, les neutrons et les protons semblent s'être formés à partir de ces particules fondamentales appelées quarks . La température devait être alors d'un trillion de degrés (1 000 000 000 000 IC).

Les physiciens ignorent ce qui se passait à moins de 10-11 seconde du big bang . La température était alors de 407

LA CONqUETE DU SAVOIR

100 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 'C (cent millions de trillions de trillions de degrés!).

Si nous pouvions nous rapprocher un peu plus du big bang , le volume de l'univers tendrait apparemment vers zéro et la température vers l'infini.

XXii

Les basses températures

La surface des planètes Après avoir fait l'expérience de températures inimaginables, retrouvons les températures ordinaires auxquelles nous

sommes habitués, puis demandons-nous jusqu'o˘ nous pouvons aller dans le domaine de l'infiniment froid.

Les hommes qui vivent en dehors des zones tropicales

ont l'habitude du froid en hiver; s'ils vivent à des altitudes ou

des latitudes suffisamment élevées, les températures inférieures au point de congélation de l'eau ne leur sont pas du tout

étrangères. On passe alors aux nombres négatifs de l'échelle

Celsius. L'eau gèle à 0 'C, et tout ce qui est plus froid est

noté par un nombre négatif.

L'échelle Fahrenheit situe le point de congélation de

l'eau à 32 'F, de sorte que les chiffres restent positifs pendant

encore 32 degrés Fahrenheit au-dessous dudit point de

congélation. 32 'F étant égaux à près de 18 'C, 0 'F est

pratiquement égal à - 18 'C.

Cela ne suffit toutefois pas à

nous éviter les nombres négatifs. Même sur l'échelle Fahren-409

LA CONqUETE DU SAVOIR

heit, le climat hivernal nous oblige à utiliser des nombres négatif s.

Par exemple, la température la plus froide jamais enregistrée à New York fut de - 26 'C (soit - 15 'F) le 9 février 1934. Le record absolu du continent américain fut battu le 20 janvier 1954, à Rogers Pass, dans le Montana, avec - 56,5 'C. Le 23 janvier 1971, à Prospect Creek Camp, en Alaska, le thermomètre descendit à - 62 OC.

La température la plus basse jamais enregistrée en France est de - 40,5 OC (dans le Doubs, le 24 décembre 1970). A Paris, le thermomètre ne descendit jamais au-dessous de - 25,6 'C (10 décembre 1879).

On est encore très loin des records mondiaux. A Verkhoyansk et à Oymyakon, en Sibérie, le thermomètre descendit à - 68 'C en 1933. C'est là le chiffre record pour l'hémisphère nord.

Dans l'hémisphère sud, les températures sont encore plus basses. La base soviétique de Vostok se trouve au coeur de l'Antarctique ; le record de froid y fut battu le 24 ao˚t 1960 avec - 88,3 'C. C'est la température la plus basse jamais enregistrée sur terre.

Il serait très pratique de se débarrasser des nombres négatifs ; en fait, c'est une chose possible. En 1699, le physicien français Guillaume Amontons (1663-1705) découvrit que la contraction des gaz se faisait à un rythme régulier lors de la diminution de température. L'état des connaissances de l'époque ne lui permit pas de descendre très bas, mais il calcula que, si la contraction s'effectuait à un rythme réellement uniforme, le gaz atteindrait un volume zéro vers - 240 'C. On ne tint toutefois pas compte de ses travaux.

Cependant, le chimiste joseph Gay-Lussac (1778-1850) répéta ses expériences en 1802 avec une précision accrue et découvrit que les gaz se contractaient à un rythme tel qu'ils devaient atteindre le volume zéro à - 270 'C. Les meilleurs calculs actuels donnent une température de - 273,15 'C.

Bien entendu, les gaz ne peuvent avoir un volume zéro et disparaître totalement, que ce soit à - 273,15 'C ou à

410

LES HORIZONS DE L'…NERGIE

n'importe quelle autre température. quand la température diminue, les atomes ou les molécules se rapprochent les uns des autres jusqu'à ce que le gaz finisse par se liquéfier; au moment o˘ les atomes ou les molécules sont en contact étroit, le liquide ne se contracte plus que très légèrement. Il n'y a donc pas de volume zéro , et il semble que la température puisse continuer à descendre indéfiniment.

En 1848, le physicien écossais William Thomson (1824-1907), qui devait par la suite être anobli sous le nom de lord Kelvin, démontra que les atomes ou les molécules de toute substance, gazeuse ou autre, perdaient de l'énergie cinétique à un rythme constant quand la température s'abaissait. Avec les gaz, cela se manifestait sous la forme d'une contraction constante, mais ce n était pas là le point le plus important.

Seule comptait la déperdition d'énergie. A - 273,15 'IC, la quantité d'énergie devenait nulle et la température ne pouvait plus continuer à descendre. On atteint alors le zéro absolu , équivalent à - 459,67 -F.

Il y a donc à présent une échelle absolue o˘ les valeurs négatives n'existent pas. Pour convertir l'échelle Celsius en échelle absolue, il suffit d'ajouter 273 à la température exprimée en degrés Celsius (les décimales sont normalement abandonnées).

Ainsi, la température du corps, 37 OC, devient 310 OK

(le K étant l'abréviation de Kelvin), et la plus basse température jamais enregistrée, - 88 OC, se transforme en 185 OK.

La surface des autres planètes du système solaire (Soleil et Venus exceptés) peut connaître des températures inférieures à celle de la surface terrestre.

La partie de la Lune exposée au rayonnement solaire peut être très chaude, mais elle se refroidit très rapidement quand elle entre dans la nuit, car il n'existe pas d'atmosphère susceptible de retenir la chaleur. Un point donné de la surface de la Lune reste deux semaines plongé dans la nuit; pour cette raison, la température descend, juste avant l'aube, à 100 'K, ce qui est bien inférieur à la plus basse température jamais enregistrée dans l'Antarctique.

411

LA CONqUETE DU SAVOIR

Mercure se trouve bien plus près du Soleil que la Lune; pendant le jour, sa surface peut enregistrer des températures bien plus élevées que celles de la Lune. La nuit est toutefois six fois plus longue, et la température tombe très bas en dépit de la proximité du Soleil. La température n'est que de 90 OK

peu avant que l'énorme Soleil n'apparaisse au-dessus de l'horizon mercurien.

Mars est plus éloigné du Soleil que la Terre; sa nuit est à

peine plus longue que celle de la Terre, et les températures ne sont jamais aussi basses que sur Mercure ou sur la Lune. Le minimum martien est peut-être de 120 OK, ce qui est tout de meme plus froid que l'Antarctique.

Ce minimum est atteint au niveau de la calotte polaire méridionale de Mars. Le sommet de la couche de nuages qui forme la surface visible de jupiter et de Saturne présente, dans le même type de région, des températures qui ne constituent pas des records planétaires de froid mais des moyennes pour toute la planète.

La surface visible des planètes encore plus éloignées du Soleil présente en toute logique des températures encore plus basses, puisque la chaleur reçue du Soleil diminue en fonction du carré de la distance de celui-ci. Uranus est vingt fois plus éloigné que nous, et Neptune l'est trente fois. Par conséquent, Uranus reçoit 400 fois moins de chaleur que nous, et Neptune 900 fois moins.

Il n'est donc pas étonnant que la température de la surface visible d'Uranus soit de 90 OK et celle de Neptune de 60 'K environ.

Pluton, la plus éloignée de toutes les planètes connues, peut descendre jusqu'à 40 'K lors de son périhélie (point de l'orbite le plus éloigné du Soleil).

La liquéfaction des gaz

Certaines modifications tout à fait inhabituelles se produisent parfois à des températures assez basses, quoique 412

LES HORIZONS DE L'…NERGIE

tout à fait naturelles. Ainsi, le mercure se solidifie et prend la forme solide à 233 OK (- 40 OC).

Sous sa forme ordinaire, l'étain est un métal qui porte le nom d' étain blanc . quand la température baisse, les atomes s'organisent différemment pour donner naissance à

une substance appelée étain gris et dotée de propriétés non métalliques. La transition s'effectue à 286 'K, soit 13 'C

c'est la température d'une fraîche journée de printemps -

bien que le passage de l'étain blanc à l'étain gris se fasse très lentement.

Plus la température est basse, et plus la conversion se fait rapidement. A 223 'K, soit - 50 'C, l'étain blanc se détruit presque instantanément. Ce phénomène fut baptisé

maladie de l'étain par ceux qui en furent les pren˘ers témoins. Il passa à la postérité lorsque les tuyaux de l'orgue de la cathédrale de Saint-Pétersbourg s'effondrèrent sous l'effet de l'hiver russe.

Les chercheurs étaient persuadés que les basses températures provoqueraient la liquéfaction de substances se présentant d'ordinaire sous la forme gazeuse - même si cette liquéfaction ne se produisait jamais dans la nature.

Les gaz composant l'atmosphère sont les seuls à se présenter naturellement en grandes quantités, et ils ne se liquéfient pas même lorsque la température tombe très bas (dans l'Antarctique, par exemple).

Les chimistes réussirent toutefois à produire des gaz qu'on ne trouve pas en grande quantité dans la nature et qui sont susceptibles de se liquéfier lorsque la température s'abaisse suffisamment (même si cette température n'est pas assez basse pour entramer la liquéfaction de l'oxygène ou de l'azote de l'air). La pression peut être alors d'un grand secours, car elle oblige les molécules ou les atomes à se rappr ocher les uns des autres, ce qui encourage le processus de liquéfaction.

Le chimiste anglais Michael Faraday (1791-1867) fut le premier à étudier systématiquement la liquéfaction des gaz.

Il utilisa un tube en verre assez épais auquel il avait donné la forme d'un boomerang. Il plaça dans le fond une 413

LA CONqUETE DU SAVOIR

substance qui, une fois chauffée, libérerait du chlore. Puis il scella l'autre extrémité du tube.

Il plaça dans de l'eau chaude la partie contenant la substance productrice de chlore et posa l'autre extrémité du tube dans de la glace pilée. Le chlore ne cessa de se dégager dans la partie chauffée et sa pression augmenta à cause du scellement du tube. De l'autre côté, la température baissait sans cesse. Et c'est ainsi que Faraday réussit, en 1823, à

produire du chlore liquide gr‚ce à l'action combinée de la baisse de température et de l'augmentation de pression.

Cette expérience démontra un principe mais ne recula en rien l'horizon des découvertes. Il fut alors possible de déterminer le point d'ébullition du chlore liquide, qui s'avèra être de 238,5 'K (- 34,5 'C). Une froide journée d'hiver moscovite suffirait à produire du chlore liquide, en supposant ux dans tin récipient

scellé. qu'on ait enfermé du chlore gaze

Les gaz liquéfiés peuvent être utilisés à des températures bien inférieures. Prenons l'exemple d'un gaz qui a été

liquéfié sous pression. Si la pression décroît lég˘rement, le gaz commencera de se vaporiser. Cela signifie que les r une vapeur,

molécules du liquide s'écarteront pour forme mais il leur faut pour cela acquérir de l'énergie. "5i le liquide est conservé dans une pièce isolée, une faible î@artie seulement de cette énergie proviendra du mondc extérieur.

L'énergie doit donc provenir de la seule substance accessible le liquide lui-même. De sorte que, quand le liquide s'évapore, la température de la partie non évaporée décroît.

En 1835, le chimiste français C. Thilorier utilisa la méthode de Faraday pour produire sous pression du dioxyde de carbone liquide; il employa pour cette expérience des cylindres de métal capables de mieux résister à de fortes pressions que des tubes de verre. Il prépara une grande quantité de dioxyde de carbone liquide puis le laissa s'écouler du tube par un goulot très étroit. Cette chutt@ rapide de pression provoqua l'évaporation d'une partie dil liquide et abaissa si vivement la température de la partie restante que le dioxyde de carbone se solidifia.

414

LES HORIZONS DE L'…NERGIE

Le dioxyde de carbone liquide n>est stable que sous pression. Le dioxyde de carbone solide se sublime dès qu'ii est exposé à une pression ordinaire; il s'évapore sous forme gazeuse, sans passer par leétat liquide intermédiaire. On d nne au dioxyde de carbo

0 ne solide le nom de neige carbonique . Le point de sublimation se situa à 194 5 OK.

3

Cela signifie que du dioxyde de carbone gazeux se solidifierait tout juste par une nuit glaciale, dans la partie la plus rude de l'Antarctique.

e Thilorier alla encore plus loin. il mélangea de la n ige carbonique à de l'éther, qui demeure liquide à la température o˘ le dioxyde de carbone est à l'état solide. Même à cette te pérature f rt basse, 1 0

m 0 'éther a tendance à s'évap rer, plus lentement toutefois qu'à la température ordinaire. Cette evap ration pr v qua une n

0 0 0 ouvelle chute de température.

Thilorier arriva ainsi à 163 "K - le record de l'Antarctique était battu. Pour la première fois, l'homme était responsable de la plus basse température jamais enregistrée sur notre planète.

Ce mélange particulièrement froid permit de liquéfier d'autres gaz, mais pas tous!

Faraday avait remarqué qu un certain nombre de gaz ne pouvaient se liquéfier, même sous l'effet combiné de la pression et de cet agent refroidissant. Il leur donna le nom de gaz permanents . On découvrit par la suite d'autres gaz que Faraday aurait pu ajouter à sa liste s'il avait eu la chance de les connaître et de les étudier.

Au total, huit gaz ne peuvent être liquéfiés à 163 OK, meme sous pression. Ce sont l'oxygène, l'argon, le fluor, le monoxyde de carbone@ l'azote, le néon, l'hydrogène et l'hélium. Sept d'entre eux sont des éléments; un seul, le monoxyde de carbone, est Un corps composé ; sa molécule se compose d'un atome de carbone et d'un atome d'oxygène.

En 1869, le chimiste irlandais Thomas Andrews (1813-1885) montra que la pression ne pouvait liquéfier les gaz qu'au-dessous d'une certaine température critique . La pression ne jouait aucun rôle au-dessus de cette température.

Les huit gaz permanents étaient ceux dont la température 415

LA CONqUETE DU SAVOIR

critique était inférieure à 163 'K. Il fallait donc, si l'on désirait les liquéfier, trouver le moyen de descendre au-dessous de cette température avant de faire entrer la pression en ligne de compte.

Les savants pensèrent donc une nouvelle fois à l'expansion comme méthode de refroidissement. Ce principe ne s'appliquait pas seulement à l'évaporation d'un liquide froid.

Un gaz peut également se refroidir s'il parvient à se dilater dans des conditions o˘ aucune chaleur n'est communiquée par le monde extérieur. Ce processus porte le nom d' effet Joule-Thomson parce qu'il fut découvert par Thomson (lord Kelvin) en collaboration avec son ami, le physicien anglais james Prescott Joule (1818-1889).

La première personne à utiliser l'effet joule-Thomson pour obtenir des températures encore plus basses fut le physicien Louis Cailletet (1832-1913).

En 1877, il commença par travailler sur de l'oxygène fortement comprimé enfermé dans un récipient isolé. Le gaz se réchauffa, inversement à l'effet joule-Thomson. Il plongea ensuite dans l'eau froide le tube contenant l'oxygène comprimé, afin d'en ôter le maximum de chaleur. Puis il pern˘t à

l'oxygène froid de se dilater très rapidement. Sa température tomba brusquement, et Cailletet réussit en fin de compte à

obtenir sur la paroi du récipient un brouillard de gouttelet-tes : c'était de l'oxygène liquide. Naturellement, le brouillard disparut rapidement quand la chaleur s'insinua dans le tube, mais il s'était tout de même formé.

Par la suite, il obtint le même résultat avec l'azote et le monoxyde de carbone, dont les températures de liquéfaction sont encore plus basses que celles de l'oxygène.

Le physicien suisse Raoul Pictet (1846-1929) travaillait à

la même époque que Cailletet, quoique de manière indépen-

dante. Il utilisa une méthode quelque peu différente, en refroidissant de l'oxygène comprimé à l'aide de dioxyde de carbone liquide. Il parvint à placer l'oxygène à une pression de 700 atmosphères et à une température de 133 'K, bien inférieure à sa température critique. quand il ouvrit une valve de s˚reté du tube contenant l'oxygène, le gaz comprimé

416

LES HORIZONS DE L'…NERGIE

s'échappa et se dilata si rapidement que la température chuta au point qu'un jet d'oxygène liquide en jaillit; bien entendu, il s'évapora encore plus rapidement.

En 1883, les deux chimistes polonais Karol Olszewski (1846-1915) et Zygmunt Wroblewski (1845-1888) apportèrent un certain nombre d'améliorations aux méthodes employées par leurs prédécesseurs et purent produire de l'oxygène liquide en quantité. Ils entourèrent les tubes contenant l'oxygène liquide d'autres liquides aussi froids que possible, afin de diminuer fortement le taux d'évaporation.

C'est ainsi qu'ils furent les premiers à conserver sous forme liquide des gaz qui ne pouvaient plus porter le nom de permanents et à les étudier à loisir.

Après la mort accidentelle de Wroblewski dans son laboratoire, Olszewski prépara en quantité de l'azote liquide et du monoxyde de carbone liquide. L'argon et le fluor n'avaient pas encore été isolés, mais des méthodes identiques purent être employées avec eux par la suite.

Il s'avéra que le point d'ébullition de l'oxygène se situait à 90,2 'K, celui de l'argon à 87,5 'K, celui du fluor à

85,1 K, celui du monoxyde de carbone à 81,6 'K et celui de l'azote à 77,3 'K.

En réussissant à liquéfier ces gaz, les savants avaient atteint des températures caractéristiques de la surface visible de planètes telles qu'Uranus. On découvrit en 1981 que Titan, le plus gros satellite de Saturne, avait une atmosphère dense constituée en majeure partie d'azote; et l'on croit généralement que sa surface est sillonnée de lacs et de rivières d'azote liquide.

(En fait, à la température de l'azote liquide, l'un des gaz prétendus permanents pourrait être congelé. Le point de congélation de l'argon se situe à 83,9 'K.) En 1895, les seuls gaz qu'on n'avait pas encore réussi à

liquéfier étaient le néon, l'hydrogène et l'hélium ; il faut dire que le néon et l'hélium ne seraient découverts qu'au cours des trois années suivantes.

Tous les efforts se portèrent donc sur l'hydrogène.

Comme pour la pression, l'effet joule-Thomson n'agit 417

LA CONqU…TE DU SAVOIR

pas sur la liquéfaction des gaz tant que ceux-ci n'ont pas atteint un certain degré de froid. Il ne fut pas très difficile d'atteindre ce degré pour tous les gaz, à l'exception du néon, de l'hydrogène et de l'hélium. La température ambiante était déjà assez basse pour cela.

Le problème était plus délicat en ce qui concernait l'hydrogène. L'effet joule-Thomson n'agissait pas tant que l'hydrogène n'était pas descendu à 190 'K. C'est un phénomène qu'il fallut comprendre avant de parvenir à liquéfier l'hydrogène, et l'honneur en revint au chimiste écossais James Dewar (1842-1923).

Dewar commença par refroidir l'hydrogène en plongeant le récipient plein de gaz dans un bain d'azote liquide.

L'hydrogène était bien en dessous de 190 'K mais revêtait toujours la forme gazeuse; Dewar entama alors le processus de contraction et d'expansion et réussit finalement à produire de l'hydrogène liquide. Il s'avéra que son point d'ébullition se situait à 20,3 'K.

Avec la production d'hydrogène liquide, les savants avaient atteint une température inférieure à tout ce qui peut exister dans le système solaire. Même lorsque Pluton est à

son périhélie, à plus de sept n˘lliards de kilomètres du Soleil, la température en surface permet encore au néon et à

l'hydrogène (s'ils existent) de conserver leur forme gazeuse.

Certes, jupiter et peut-être les autres planètes géantes semblent constituées d'hydrogène si dense qu'il peut être liquide, mais il s'agit là d'un hydrogène liquide sous une pression formidable et à une température très élevée. Il n'existe pas, dans tout le système solaire, d'hydrogène rendu liquide par la seule température - sauf dans les récipients mis au point par les chercheurs de la Terre.

A la température o˘ l'hydrogène se présente sous la forme liquide, toutes les substances (sauf une) sont solides.

Parmi les gaz liquéfiés au cours du dernier quart du X,Xe Siècle, l'oxygène situe son point de congélation à

54,7 'K, l'argon à 83,9 'K, le fluor à 53 5 'K, le monoxyde de carbone à 74 'K, l'azote à 63,3 'K et le néon à 24,5 'K.

418

LES I-IORIZONS DE L'…NERGIE

A 20 'K, la seule substance liquide est l'hydrogène, et l'hélium est le seul gaz.

quand l'hydrogène liquide peut s'évaporer sans être en contact avec une chaleur extérieure, la portion non évaporée descend bien en deçà du point de liquéfaction et devient finalement solide à 14 'K.

Même à cette température extrêmement basse, l'hélium demeure un gaz - le seul gaz dans un monde o˘ tous les autres éléments ont la forme solide.

Dewar ne parvint pas à liquéfier l'hélium, et le problème échut au physicien hollandais Heike Kamerlingh Onnes (1853-1926). Il commença par refroidir un échantillon d'hélîum gazeux dans un bain d'hydrogène liquide. Ce n'est qu'à

ce moment que la température de l'hélium tomba si bas que l'effet Joule-Thomson put prendre le relais. En 1908, Kamerlingh Onnes liquéfia l'hélium à la température de 4,2 OK.

Vers le zéro absolu

On crut en 1908 que la fin des gaz était arrivée; c'était vrai d'une certaine façon, mais le xxe siècle allait révéler l'existence des variétés atomiques, ou isotopes.

Ainsi, l'hydrogène se présente dans la nature sous la forme de deux isotopes stables, l' hydrogène 1 et l' hydrogène 2 . Le noyau d'un atome d'hydrogène 1 ne possède qu'un proton; celui d'un atome d'hydrogène 2 possède un proton et un neutron.

Les protons et les neutrons ont des masses pratiquement égales, de sorte que l'hydrogène 2 est deux fois plus massif que l'hydrogène 1 ; les atomes d'hydrogène 2 sont donc plus difficiles à détacher les uns des autres, et leur évaporation se fait plus difficilement. C'est en général vrai pour tous les éléments. Les isotopes possédant plus de particules ont des points d'ébullition plus élevés que ceux qui en ont moins.

Dans la plupart des éléments, le nombre des particules présentes dans le noyau est si élevé qu'une ou deux particules 419

LA CONqUETE DU SAVOIR

de plus ou de moins ne font pas beaucoup de différence.

Dans le cas précis de l'hydrogène, la différence entre un noyau ne comportant qu'une particule et un noyau en comportant deux est de 100 %. L'hydrogène ordinaire (o˘

6 999 atomes sur 7 000 sont des atomes d'hydrogène 1) bout à

20,3 'IK, mais le point d'ébullition de l'hydrogène 2 - en supposant qu on en ait isolé une quantité mesurable - se situe à 23,4 'K, soit plus de 3 'K que l'hydrogène 1 -

Pour l'hélium, c'est le contraire qui se produit. Les atomes d'hélium ont pratiquement tous un noyau constitué

de deux protons et de deux neutrons; on leur donne le nom d' hélium 4 . La liquéfaction s'effectue à 4,2 'K. Cependant, un atome d'hélium sur 750 000 ne possède qu'un neutron; on parle alors d' hélium 3 .

Si l'on pouvait isoler une quantité mesurable d'hélium 3

pur et l'enfermer dans un récipient plongé dans de l'hélium liquide à 4,2 'K, l'hélium 3 demeurerait gazeux, puisqu'il est le plus léger des deux isotopes. Il faudrait descendre d'un degré supplémentaire (3,2 'K) pour parvenir à liquéfier l'hélium 3.

Kamerlingh Onnes ne soupçonnait pas l'existence de l'hélium 3, mais ce n'était pas très important. En permettant à l'hélium de s'évaporer, il descendit la température jusqu'à

0,83 'K. Cela signifie qu'il réussit à obtenir une température à laquelle aucune substance ne peut être entièrement urs d'hélium subsistent

gazeuse, meme si certaines vape

toujours aux côtés de l'hélium liquide.

L'humanité avait accompli un véritable exploit en produisant en laboratoire une température que moins d'un degré Kelvin séparait du zéro absolu.

J'ai dit précédemment qu'aucune planète connue du système solaire n'était assez froide pour liquéfier l'hélium dans des conditions o˘ la pression est nulle ou insignifiante.

Il se pourrait toutefois que des planètes existent au-delà de Pluton, et l'on pense qu'un grand nombre de comètes pourraient correspondre à cette description.

Ces corps célestes très lointains devraient être plus froids que Pluton. Pourraient-ils être si froids que l'hydrogène s'y 420

LES HORIZONS DE L'…NERGIE

solidifierait, si froids que même l'hélium s'y liquéfierait avant de s'y solidifier ? Imaginons un objet perdu dans les espaces inter-galactiques, un objet éloigné de toute étoile au point qu'il ne recevrait pratiquement aucune lumière. quelle serait sa température ? Se pourrait-il qu'elle descende jusqu'au zéro absolu ?

Imaginer que de tels corps pourraient atteindre le zéro absolu, voilà qui ferait une conclusion raisonnable; malheureusement, elle est erronée. L'univers est empli de rayons cosmiques, sans parler d'un fond permanent et omniprésent de micro-ondes. Même s'il ne produit aucune énergie et se trouve éloigné d'une étoile ou de tout autre objet producteur d'énergie, un corps céleste absorbe suffisamment de rayons cosmiques et de micro-ondes pour atteindre une température de 3 'K. C'est à ce degré que se situe la température générale de l'univers.

Cela revient à dire que Kamerlingh Onnes est parvenu à

obtenir avec l'hélium liquide une température qui détient le record universel (en supposant évidemment que des organismes intelligents vivant sur d'autres mondes n'aient pas cherché de leur côté à produire expérimentalement des températures extrêmement basses). Il a obtenu des températures inférieures à tout ce qui peut exister dans la nature et dans l'univers.

Malgré cela, on peut dire qu'il a subi un échec. La victoire finale lui a échappé. Même à 0,83

OK, l'hélium reste liquide, et Kamerlingh Onnes n'a pu produire de l'hélium solide.

En fait, il n'aurait jamais pu y arriver, quelle que f˚t la température. Uniquement parce que l'énergie des atomes et

, meme au z

des molécules n'est jamais nulle éro absolu. Si cela était, et si les atomes d'hélium (ou de tout autre élément) avaient une énergie égale à zéro, ils seraient immobiles. Leur vitesse serait nulle et leur position pourrait être déterminée avec certitude.

Il existe un puissant principe d'incertitude . découvert en 1927 par le physicien allemand Werner Heisenberg (1901-1976), selon lequel la position et la vitesse ne peuvent 421

LA CONqUETE DU SAVOIR

être déterminées simultanément et de manière précise ; en effet, il demeure toujours une incertitude résiduelle. Même au zéro absolu, la matière conserve toujours une infime quantité d'énergie; conformément au principe d'incertitude, cette quantité ne peut jamais être égale à zéro.

Cette infime quantité d'énergie ne pouvant jamais être supprimée, le zéro absolu demeurera toujours absolu. Et cette énergie permettra toujours à l'hélium de demeurer à

l'état liquide, même au zéro absolu.

En fait, cela n'est vrai qu'à la pression atmosphérique ordinaire. En 1926, quelques mois après la mort de Kamerlingh Onnes, son collaborateur, Wilhem Hendrik Keesom (1876-1956), comprima l'hélium liquide et parvint finalement à le solidifier.

Le but ultime était atteint. On avait enfin réussi à créer en laboratoire (et peut-être nulle autre part dans l'univers) des conditions o˘ toute substance était à l'état solide.

La partie semblait gagnée, car quel intérêt y avait-il à

continuer à chercher à atteindre le zéro absolu, alors que toute substance était déjà solide ?

Il s'avéra en fait que certaines matières présentaient des caractéristiques tout à fait inhabituelles aux abords du zéro absolu. Le mercure, le plomb et un certain nombre d'autres métaux et alliages perdaient, à une température donnée extrêmement basse, toute résistance aux courants électriques et devenaient des supraconducteurs . D'autres propriétés tout aussi particulières se manifestaient chez l'hélium liquide, par exemple.

C'est dans le but d'étudier ces propriétés que les savants cherchèrent à atteindre des températures toujours plus basses. Ils ne se faisaient toutefois pas d'illusions sur la difficulté du combat à mener pour décrocher la victoire finale. En 1906, le chimiste allemand Walther Nernst (1864-1941) avait énoncé le troisième principe de la thermodyna-mique . On peut déduire de ce principe que l'obtention du zéro absolu nécessite toujours le même effort, quel que soit le point de départ. Par conséquent, aucun effort, si grand soit-422

LES HORIZONS DE L'…NERGIE

il, ne permettra d'atteindre le zéro absolu, de même qu'il ne peut permettre d'atteindre la vitesse de la lumière.

Les savants trouvèrent malgré tout un certain intérêt à

se rapprocher le plus près possible du zéro absolu.

La technique impliquant l'expansion des gaz et l'évaporation des liquides entra dans une impasse dans les années 1920. On ne put descendre plus bas que 0,5 'K; il fallait donc trouver une autre méthode.

En 1926, le chimiste hollandais Petrus Debye (1884-1966) et l'Américain William F. Glauque (1895- ) proposèrent, chacun de leur côté, une technique nouvelle.

Dans certaines substances, telles que le sulfate de gadolinium, les atomes métalliques agissent comme de minuscules aimants. Mis en présence d'un puissant champ magnétique, les atomes tendent tous vers une même direction, et la substance est magnétisée. Si l'on supprime le champ magnétique, les atomes s'agitent en tout sens et la substance perd ses propriétés magnétiques.

En commençant de s'agiter, les atomes absorbent de la chaleur; s'ils sont isolés du monde extérieur, cette chaleur doit provenir de la substance même, de sorte que la température décroît. Si le sulfate de gadolinium est magnétisé puis refroidi au maximum, et si le champ magnétique est ensuite supprimé, la température tombe encore plus bas.

Il fallut quelque temps pour mettre au point cette technique, mais Glauque réussit en 1933 à obtenir une température de 0,25 'K à l'aide de sulfate de gadolinium. La même année, des chimistes hollandais descendirent jusqu'à

0, 1 3 'K avec de la fluorure de cérium, puis à 0,0 1 85 'K avec du sulfate éthyl de cérium. Depuis, cette même technique a permis de descendre jusqu'à 0,003 'K.

En 1962, le physicien anglais d'origine allemande Heinz London (1907- ) montra que les atomes d'hélium 3, plus légers que ceux de l'hélium 4, s'agitaient plus vivement et contribuaient de manière tout à fait disproportionnée à la température. Lorsque la température est très basse, les atomes d'hélium 4 et ceux d'hélium 3 ne se mêlent pas très biens les uns aux autres; certaines techniques peuvent être 423

LA CONqUETE DU SAVOIR

employées pour ôter ces derniers du mélange et supprimer par la même occasion une bonne partie de la chaleur, ce qui revient à abaisser encore le niveau de la température.

La combinaison de la méthode de l'hélium 3 et de la démagnétisation a permis d'obtenir une température de 0,00002 OK. Cette température n'est donc séparée du zéro absolu que par un cinquante millième de degré Kelvin.

XXiii

La luminosité

Magnitude

Les changements de température produisent un certain

nombre d'effets; l'un d'eux, particulièrement remarquable,

fera l'objet de cet ultime chapitre.

Toutes les substances soumises à une température

supérieure au zéro absolu émettent un rayonnement électromagnétique. Une longueur d'ondes est caractéristique d'une

température, de sorte que la longueur d'onde des rayons

émis par une étoile permet d'e déterminer sa température.

En général, les longueurs d'onde couvrent un très large

éventail, qui va du très grand au très petit, et la majeure

partie d'entre elles se situe dans la zone moyenne. quand la

température augmente, les longueurs d'onde tendent vers l'extrémité

inférieure (donc plus riche en énergie) du spectre.

Pour toutes les températures ordinaires, jusqu'à 600 'C,

le rayonnement émis se situe dans la zone des ondes radio,

dans celle des micro-ondes (qui sont légèrement plus courtes) ou encore dans celle de l'infra-rouge. Tous les rayonnements

de ce type ont un point commun : ils n'affectent pas la rétine 425

LA CONqUETE DU SAVOIR

de I'oeil. Ainsi, un bloc d'acier dont la température varie entre le zéro absolu et 600 'C peut par‚ître froid, tiède ou br˚lant et émettre des flots de rayonnement; mais ce rayonnement ne sera pas perçu par nos yeux, et le bloc d'acier sera invisible dans l'obscurité.

Au-dessus de 600 'C, certains rayons s'étendent dans la zone visible. On perçoit tout d'abord les longueurs d'ondes de lumière visible les plus importantes; leur couleur étant le rouge, les objets semblent chauffés au rouge . La température continue de s'élever et des ondes de plus en plus courtes font leur apparition : les objets deviennent orange, puis blanchissent. On dit qu'ils sont chauffés à blanc ; toutes les couleurs du spectre sont alors réunies. Un objet aussi chaud que la surface du Soleil irradie principalement dans le spectre de la lumière visible, bien que le rayonnement du Soleil s'étende au-delà avec des ondes bien plus longues ou bien plus courtes, invisibles les unes comme les autres.

Nous associons la haute température à l'idée de rayonnement visible, et la seule manière de rendre invisible un objet porté à une température élevée est de l'entourer d'un objet plus froid. Ainsi, le coeur de la Terre est très chaud, mais l'écorce plus froide nous le rend invisible.

Il est également possible de trouver une source de lumière qui ne soit pas portée à très haute température. Les lucioles en sont la preuve.

En règle générale, les hommes voient dans le Soleil la plus grande source de lumière possible; par extension, ils incluent aussi dans cette définition la Lune et les autres corps astronomiques. Certes, le feu existe depuis les temps primitifs. Les hommes ont appris à le conserver puis à le créer, et la lumière artificielle est finalement devenue plus importante pour l'humanité que la lueur de tout objet astronomique autre que le Soleil. Néanmoins, l'éclat comparé des objets astronomiques a toujours été d'un grand intérêt pour les savants.

Aux temps primitifs et en l'absence d'instruments modernes, on ne pouvait déterminer, quoique de façon 426

1,ES HORIZONS DE I,'…NERGIF

grossières que deux propriétés des étoiles - leur position et leur éclat.

A notre connaissance, l'astronome grec Hipparque (190-120 av. J.-C.) fut le premier à tenter d'établir une carte du ciel et à indiquer la position d'un certain nombre d'étoiles.

Vers 130 av. J.-C., il dressa un catalogue de quelque 1 080 étoiles, pour lesquelles il indiqua à chaque fois la latitude et la longitude célestes - sans horloge, sans télescope et sans instrument moderne.

Hipparque ne négligea pas la seconde propriété des étoiles : l'éclat. Il divisa les étoiles en six classes. La première classe comprenait les vingt étoiles les plus brillantes. Dans la deuxième classe, se situaient les étoiles dont l'éclat était un peu moins vif. Et ainsi de suite, jusqu'aux étoiles à peine visibles par une personne ayant bonne vue lors d'une nuit sombre et sans lune.

Chaque classe reçut par la suite le nom de magnitude , d'après un mot latin signifiant grandeur , puisqu'il était tenu pour certain que toutes les étoiles se trouvaient à

égale distance de la Terre, fixées à un firmament solide; celles dont l'éclat était le plus vif étaient par conséquent les plus grosses d'entre toutes. Les étoiles les plus brillantes appartenaient dont à la première magnitude , celles qui venaient juste après à la deuxième magnitude , et ainsi de suite. Nous utilisons toujours cette classification aujourd'hui.

La division des étoiles en magnitudes fut tout d'abord purement qualitative. Certaines étoiles de première magnitude sont bien plus brillantes que d'autres, mais c'est là un détail dont on ne tient pas compte. Les premiers astronomes ne se préoccupèrent pas outre mesure de ce que les plus ternes étoiles de première magnitude étaient à peine plus brillantes que les plus vives étoiles de deuxième magnitude.

Il existe en fait un échelonnement de l'éclat des étoiles, mais la répartition en classes très strictes l'a fait complètement oublier.

C'est seulement vers 1830 que l'on tenta d'améliorer la vieille classification établie par Hipparque.

Pionnier en ce domaine, l'astronome anglais john Hers-427

LA CONqUETE DU SAVOIR

chel (1792-1871) observait les étoiles depuis la pointe extrême de l'Afrique. En 1836, il conçut un instrument susceptible de produire une petite image de la pleine lune qui pourrait être éclaircie ou assombrie par la manipulation d'une lentille.

L'éclat de l'image pourrait alors correspondre à celui d'une étoile donnée. Ainsi, Herschel pourrait étudier avec précision l'éclat des étoiles et établir une échelle plus fine que la classification par magnitudes.

En se servant de la pleine lune, Herschel se limitait toutefois dans le temps ; de plus, il ne pouvait étudier que les étoiles les plus vives, puisque les plus ternes se perdaient dans le halo lumineux de la Lune.

Cependant, le physicien allemand Karl August von Steinheil (11801-1870) conçut à la même époque un instrument semblable capable de juxtaposer l'image de deux étoiles, l'une d'elles pouvant être éclairée ou assombrie pour correspondre à l'autre. Enfin, la division en magnitude devenait quantitative.

Steinheil comprit que l'éclat des étoiles se répartissait de mamere logarithmique. Ainsi, I'oeil était affecté par des rapports d'éclat plus que par de véritables différences.

Ainsi, si l'étoile A est trois fois plus vive que l'étoile B et neuf fois plus vive que l'étoile C, la différence d'éclat entre B et C

semble la même qu'entre A et B. Dans chaque cas, le rapport est de trois.

En 1856, l'astronome anglais Norman Pogson (1829-1891) montra qu'une étoile de première magnitude était cent fois plus brillante qu'une étoile de sixième magnitude. Pour que les cinq intervalles forment un total de 100, il faut que le rapport de chacun de ces intervalles soit égal à la racine cinquième de cent, c'est-à-dire à 2,512. (En d'autres termes, 2,512 x 2,512 x 2,512 x 2,512 x 2,512 = 100 environ.) Si l'on accorde à une étoile moyenne de première magnitude le chiffre 1, on pourra déterminer toutes les autres magnitudes en utilisant à chaque fois le rapport 2,512. Avec l'amélioration des photomètres, les astronomes descendirent jusqu'à la décimale et, dans certains cas bien précis, jusqu'à

la deuxième décimale. quand deux étoiles sont séparées par 428

LES HORIZONS DE L'…NERGIE

un dixième de magnitude, la plus brillante est I,l fois plus separees par lumineuse que l'autre; si elles sont un centième de magnitude, elle l'est 1,01 fois.

Avec un tel système, nous ne disons plus que Pollux et Fomalhaut sont deux étoiles de première magnitude - ce qui était fort limitatif. Nous disons aujourd'hui que la magnitude de Pollux est égale à 1, 16 et celle de Fomalhaut à

1,19.

quand Pogson eut établi l'échelle des magnitudes, on se rendit compte que les étoiles de sixième magnitude n'étaient pas les moins brillantes de toutes. Le télescope avait révélé

des étoiles plus ternes, et chaque progrès technique permettait d'aller encore plus loin. En conservant le rapport de 2,512, on trouve des étoiles de septième, de huitième, de neuvième magnitude, et ainsi de suite.

Les meilleurs télesco es contemporains permettent de p

voir des étoiles de vingtième magnitude si l'on place son oeil à

l'oculaire. Si nous remplaçons notre oeil par une plaque hotographique et laissons la lumière émise s'accumuler, p

nous pouvons détecter des étoiles de vingt-quatrième magnitude.

Une étoile de vingt-quatrième magnitude est séparée par dix-huit magnitudes de l'étoile la moins brillante qu'on puisse voir à I'oeil nu. Selon l'échelle logarithmique, l'étoile la moins brillante que pouvaient voir les hommes de l'Antiquité

est seize millions de fois plus lumineuse que l'étoile la moins brillante que nous pouvons voir.

Bien entendu, certaines étoiles sont plus brillantes que la moyenne établie pour la première magnitude; leur magnitude est par conséquent inférieure à 1 (souvenons-nous que plus le nombre est petit et plus l'étoile est brillante). La magnitude de Procyon est ainsi de 0,38.

Mais Procyon n'est pas l'étoile la plus brillante de tout le ciel. quelques rares étoiles ont des magnitudes inférieures à

0,00 et sont donc notées négativement. Ainsi, la magnitude d'Alpha du Centaure est de - 0,27; celle de Canopus, 0,86; et celle de Sirius détient le record avec - 1,6.

Cela signifie que Sinus, la plus brillante de toutes les 429

LA CONqUETE DU SAVOIR

étoiles de première magnitude, est en fait séparée par 3 magnitudes de la plus terne étoile de première magnitude, Castor, dont la magnitude est de 1,58. Sinus est environ seize fois plus brillante que Castor, mais aussi quinze milliards de fois plus brillante que les étoiles les plus p‚les que les télescopes puissent nous révéler.

Certains objets célestes sont-ils encore plus brillants que Sinus ?

Assurément! Plusieurs planètes sont plus brillantes que Sinus, momentanément, tout au moins. quand la planète jupiter brille de son éclat maximal, sa magnitude atteint 2,5. La magnitude de Mars peut atteindre - 2,8 et celle de Venus (la plus brillante de toutes les planètes) - 4,3.

Venus est près de quinze fois plus brillante que Sirius.

Cela ne constitue toutefois pas un record. La Lune est encore plus brillante que Venus; quand elle est pleine, sa magnitude peut être de - 12,6. En d'autres termes, la pleine lune est 2 000 fois plus brillante que Venus Il ne reste donc plus que le Soleil, dont la magnitude est de - 26,9 1. Le Soleil est 525 000 fois plus brillant que la pleine lune, 1 milliard de fois plus brillant que Venus, 15 milliards de fois plus brillant que Sirius et 25 milliards de milliards de fois plus brillant que l'objet le plus terne que puissent nous révéler les télescopes.

Et puisqu'il n'y a rien de plus brillant que le Soleil et rien de plus terne que la plus terne étoile que l'on puisse découvrir au télescope (dans l'état actuel de la technicité), nous pouvons dire que nous avons atteint les limites, dans quelque direction que ce soit, après avoir survolé un échelonnement de cinquante et une magnitudes.

Magnitude absolue

Toutes les magnitudes évoquées jusqu'ici ne sont que des magnitudes apparentes. L'éclat d'un objet tel que nous le percevons ne dépend pas seulement de la quantité de lumière qu'il émet, mais aussi de la distance qui le sépare de nous. Un 430

LES HORIZONS DE I,'…NERGIE

objet aussi peu brillant - dans l'absolu - qu'une ampoule de 100 watts nous paraîtra bien plus brillant que la Lune s'il est placé juste devant nos yeux. D'un autre côté, une étoile bien plus lumineuse que le Soleil peut être si éloignée qu'elle échappera au meilleur télescope.

Ainsi donc, si nous voulons déterminer l'éclat réel d'un objet, si nous voulons mesurer la lumière qu'il émet vraiment sa luminosité - nous devons imaginer que tous les objets en question se trouvent à une distance fixe de nous.

Cette distance a reçu (arbitrairement) la valeur de 10 parsecs, soit 32,6 années-lumière.

Une fois que l'on connaît la distance d'un objet lumineux et son éclat à cette distance, on calcule aisément ce que serait cet éclat à toute autre distance. On appelle magnitude absolue la magnitude d'un objet qui se trouve très exactement à 10 parsecs de nous.

Notre Soleil, par exemple, se trouve à près de 150 millions de kilomètres de nous, soit 11200000 de parsecs Imaginons-le à 10 parsecs de nous; sa distance aura alors été

multipliée par 2 millions. Son éclat apparent sera 4 000 milliards de fois inférieur (4 000 milliards est le carré de 2 millions) et diminuera de 31,5 magnitude environ. Sa magnitude absolue est donc de 4,7.

A cette distance de 10 parsecs, le Soleil serait encore visible de nous, mais rien ne le distinguerait des autres étoiles.

qu'en est-il de Sirius ? Il se trouve déjà à une distance de 2,65 parsecs. Si nous l'imaginons à 10 parsecs, son éclat baisserait de 3 magnitudes, et sa magnitude absolue serait alors de 1,3 environ. Ce ne serait plus l'étoile la plus brillante du ciel, mais ce serait toujours une étoile de première magnitude.

Les magnitudes absolues effacent les différences nées de la seule distance et nous montrent que Sirius est environ 23 fois plus lumineux que le Soleil; c'est-à-dire qu'il émet 23 fois plus de lumière.

Sirius est loin d'être l'étoile la plus brillante. La plus lointaine des étoiles de première magnitude, Rigel, est à

431

LA CONqUETE DU SAVOIR

165 parsecs de nous. Elle ne vient qu'en septième position pour ce qui est de l'éclat et brille quatre fois mois que Sirius.

Rigel est tout de même 60 fois plus éloigné que Sirius. Son apparence étant très respectable, il doit être très lumineux.

Effectivement, il l'est. La magnitude absolue de Rigel est de - 6,2. Plaçons Rigel à 10 parsecs de nous, donc à une distance quatre fois supérieure à celle de Sirius : non seulement il dépasserait largement Sirius en éclat, mais il serait encore plus brillant que Venus (six fois plus brillant, en fait). En réalité, Rigel est 1 000 fois plus lumineux que Sirius et 23 000 fois plus lumineux que le Soleil.

Rigel est l'étoile la plus lumineuse que nous connaissions dans notre galaxie, mais il existe d'autres galaxies. Le Grand Nuage de Magellan est une galaxie-satellite de la nôtre; c'est là que se trouve une étoile appelée sigma de la Dorade. Elle est trop terne pour être vue sans télescope, mais elle se trouve à une distance de 45 000 parsecs et les astronomes se sont étonnés qu'elle ait un tel éclat apparent. Il s'avère que sa magnitude absolue est de - 9,5, ce qui la rend 21 fois plus lumineuse que Rigel et près de 500 000 fois plus lumineuse que notre Soleil.

Si sigma de la Dorade se trouvait à la place du Soleil, une planète 17 fois plus éloignée que Pluton lui trouverait le même éclat apparent que nous trouvons à notre Soleil.

Sigma de la Dorade est l'étoile stable la plus lumineuse que nous connaissions. jour après jour et siècle après siècle, elle émet plus de lumière que toute autre étoile. Cependant, toutes les étoiles ne sont pas stables. Elles peuvent exploser et, ce faisant, acquérir temporairement une très grande luminosité.

L'importance de cette acquisition dépend de la taille de l'étoile. Plus une étoile est massive et plus l'explosion est importante. La splendide explosion d'une supernova peut donner, très brièvement, bien s˚r, une magnitude absolue de 19 à une seule étoile massive.

Pendant un temps très bref, une telle supernova brillera avec une luminosité 6000 fois plus importante que celle de sigma de la Dorade et 10 milliards de fois plus importante 432

LES HORIZONS DE L'…NERGIE

que celle de notre Soleil. Même à une distance de 10 parsecs, son éclat serait 360 fois supérieur à celui de la pleine lune et 1 000 fois inférieur à celui du Soleil.

Pouvons-nous maintenant dire que nous avons atteint l'ultime limite de la luminosité ?

Une supernova est une étoile unique. Nous faudrait-il donc considérer la luminosité d'un groupe d'étoiles ?

Une paire d'étoiles situées à distance raisonnable l'une de l'autre apparaît à une certaine distance comme une étoile unique. Si les deux étoiles ont un même éclat, la combinaison de leur magnitude est 0,75 fois plus forte que la magnitude d'une seule étoile.

Les étoiles doubles sont très communes, et les systèmes composés de 3 ou même de 4 étoiles ne sont pas rares. Il existe même de grands rassemblements d'étoiles. Dans notre seule galaxie, on a relevé quelque 125 amas globulaires contenant chacun de 10 mille à plusieurs centaines de milliers d'étoiles serrées les unes contre les autres (tout au moins selon les critères de densité de notre environnement stellaire).

Imaginons un amas globulaire réunissant 1 million d'étoiles ayant toutes la luminosité de notre Soleil. Ce formidable amas ne serait pourtant que deux fois plus lumineux que l'étoile unique appelée signora de la Dorade. Une gigantesque supernova peut atteindre une luminosité

3 000 fois plus importante que celle d'un grand amas globulaire. Aucun amas globulaire ne peut, par conséquent, battre le record de luminosité.

Le noyau d'une galaxie est équivalent à un énorme amas globulaire. Le centre de notre propre galaxie est un amas très dense d'étoiles qui, à elles toutes, émettent 100 milliards de fois plus de lumière que notre Soleil. Sa magnitude absolue peut être évaluée à - 22,8. (Dans le reste de la galaxie, les étoiles sont assez clairsemées ; si l'on prend en compte leur luminosité, la magnitude absolue de l'ensemble ne sera que de - 22,9.)

Il semble que ce soit là un nouveau record. Le noyau galactique brille avec une luminosité trois fois plus impor-433

LA CONqUETE DU SAVOIR

tante que celle jamais atteinte par une supernova. Certaines galaxies sont cependant plus vastes que la nôtre; leur masse peut être dix fois supérieure à celle de notre galaxie, et leur magnitude absolue peut atteindre le chiffre de - 25.

Cette manière de calculer la magnitude absolue d'un amas globulaire ou d'une galaxie est légèrement trompeuse, car nous avons affaire à des corps très étendus dans l'espace.

Un vaste amas globulaire peut avoir une largeur de 100 parsecs, et un noyau galactique peut mesurer 5 000 parsecs de large. On peut mesurer la magnitude absolue de l'ensemble, mais on ne peut en faire l'expérience de la manière ordinaire.

Si nous imaginons que le point central d'un amas globulaire ou d'un noyau galactique se trouve à 10 parsecs de nous, c'est que nous nous trouvons nous-mêmes au sein de l'objet en question. Nous verrions alors des étoiles tout autour de nous et nous n'aurions pas le sentiment d'une combinaison de luminosités - pas plus en tout cas que nous ne l'avons dans notre propre galaxie.

Certes, nous aurions pu fixer à 1 million de parsecs la distance conventionnelle de mesure des luminosités; une vaste galaxie serait alors, et en toutes circonstances, plus brillante qu'une étoile individuelle. En revanche, tous les objets vus à cette distance (même au moyen d'un bon télescope) paraîtraient ternes et sans éclat.

Si nous voulons trouver un record de luminosité supérieur à celui de la supernova, nous devons nous demander s'il existe un objet unique dont la taille paraîtrait raisonnable à 10

parsecs de distance et dont l'éclat serait de manière permanente supérieur à celui d'une supernova.

Eh bien, un tel objet existe. Ce que nous appelons quasar est, en apparence, un noyau galactique si condensé et si brillant qu'il peut être vu (au télescope) à

plusieurs centaines de millions de parsecs. Nul autre objet ne peut être vu à une telle distance. On pense qu'un quasar ne mesure qu'un demi-parsec de diamètre; sa luminosité équivaut toutefois à celle d'une centaine de galaxies telles que la nôtre.

Un diamètre d'un demi-parsec est déjà respectable, 434

I,ES HORIZONS DE I,'…NERGIE

puisque cela fait 12 millions de fois environ le diamètre de notre Soleil et plus de 1 000 fois le diamètre de l'orbite de Pluton. Plaçons un quasar à une distance de 10 parsecs : son diamètre apparent sera alors de 3 degrés d'arc, soit six fois plus que le diamètre apparent du Soleil ou de la pleine lune.

Seulement, nous le verrons toujours sous la forme d'un objet unique - un peu comme nous verrions le Soleil depuis Mercure. (Il y aurait également quelques étoiles individuelles en dehors de ce noyau, mais elles ne loueraient pratiquement aucun rôle en ce qui concerne la luminosité.) Un quasar moyen aurait une magnitude absolue de

- 28. Même à la distance de 10 parsecs, il brillerait avec deux fois plus d'éclat que notre Soleil - même si ce quasar est 2 millions de fois plus éloigné de nous que lui.

quelle est donc l'intensité du quasar le plus brillant ?

En 1975, deux astronomes de Harvard étudièrent d'anciennes photographies du quasar 3C279. Il brille d'ordinaire avec une magnitude apparente de 18 mais, en 1937 - alors que personne ne savait que cette étoile terne et anonyme était en réalité un énorme quasar - il atteignit pendant un temps très bref une magnitude apparente de 1 1.

Il est très difficile d'imaginer un objet appartenant à la onzième magnitude et pourtant éloigné de nous par 2

milliards de parsecs. Lors de son apogée, le quasar 3C279

émit la lumière de 10 000 galaxies ordinaires, et l'on a pu calculer que sa magnitude absolue avait atteint le chiffre extraordinaire de - 31.

Imaginons le quasar 3C279 à 10 parsecs de nous : il brillerait alors avec quarante fois plus d'éclat que le Soleil tel que nous le voyons habituellement. La luminosité record du quasar 3C279 peut être cent mille milliards de fois supérieure à celle de notre Soleil - ou 500 millions de fois supérieure à

celle de sigma de la Dorade, ou encore 60 000 fois plus importante que celle d'une vaste supernova.

Ce quasar est donc l'objet le plus lumineux de tout l'univers.

J'ai étudié tout au long de cet ouvrage quelques-unes des façons dont l'humanité a pu repousser l'horizon des connais-435

LA CONqUETE DU SAVOIR

sances. D'autres domaines auraient pu être abordés, dont les limites ont également reculé au cours des siècles - je veux parler de l'intensité magnétique, de la viscosité, du moment angulaire - mais ceux que j'ai présentés ici suffisent à

démontrer le courage et la détermination dont l'humanité sait faire preuve lorsqu'elle désire sincèrement se lancer à la conquête du savoir.

Index

Abraham, 260; Alpha, rayons, 364. Angulaire, vitesse, 276.

ère d', 260. Aluminium, 138. Animaux Accélération, 328. Amagat, Emile, 381. vitesse des, 315

Aconcagua, 87. Amas globulaires, 433. volants, 131-133.

Action et réaction, 151, Amazone, 60-61. Annapurna, 89.

Adams, Walter S., 385. Amérique, 43 ; Année, 246-247; Adélie, terre, 76. guerre de Sécession, bissextile, 249.

ADN, 385. 109; Année géophysique Aepyornis, 340. révolution, 108. internationale, 164.

Afrique, 28; Amérique du Nord, intérieur de l', 60 et 44; Année-lumière, 227.

suiv. intérieur de l', 55 et Anode, 362.

Aiguille, mont, 83. suiv. Antarctique, 77-79; Air, 353; Amérique du Sud, 44; cercle polaire, 74;

densité, 376; intérieur de l', 59-60. péninsule, 75; pression, 377-378 ; Amibe, 341. région, 73 et suiv. ;

pression en altitude, Ammoniac, 377. température en, 410.

388. Amontons, Guillaume, Antarès, 291.

Alaska, 67, 410. 410. Antilope, 315.

Albert, lac, 65. Ampoules électriques, Aphrodite, terre d', Aldrin, Edwin E., 183. 398. 197-198.

Aléoutiennes, îles, 67. Amundsen, Roald, 69, Apollo, engins, 182-186.

Alexandre 1", île, 76. 78. Appleton, Edward V., Alexandre II, 156. Andes, 82. 145.

Alexandre le Grand, Andrews, Thomas, Appleton, couches d',

255. 415. 145.

Alpes, 82 et suiv. Andromède, galaxie d', Arabes, 34-35.

Alpha du Centaure, 281,310. Ararat, mont, 86.

227, 228, 310; Angleterre, 28; Arbres, 253, 331-332.

magnitude d', 429. bataille d', 193. Archimède, 116.

437

I,A CONqUETE DU SAVOIR

INDEX

Archytas de Tarente, nombre d', 357-360. Berzelius, jons J., 357. Bushnell, David, 108. Castor, 430. Christy, James W.,

134. Azote, 107, 376, 416- Bessel, Friedrich W., Bykovsky, Valery F., Catastrophisme, 266. 219.

Arctique 419. 227,334,384.

172. Cathode, 362. Chromosomes 343.

cercle polaire, 31 Aztèques, 56. Bêta, rayons, 364.

Byrd, Richard E., 79. Cathodiques, rayons, Chronologie,' 254 et océan, 71 ; Bételgeuse, 291.

362. suiv.

région, 65 et suiv. Bethe, Hans A., 289. Cavendish, I-lenry, Chuquet, Nicolas, 116.

Arcturus, 310. Baade, Walter, 285, Big bang , 283, 309. Cabeza de Vaca, Alvar, 124,135,332. Chute libre, 149.

Argent, 377, 397. 400. température du, 407. 57. Cellulaire, théorie, 338.

Cinétique, énergie,

Argon, 398, 417-418. Bacon, Roger, 248. Big crunch , 299.

C‚bles, 98. Cellules, 338; 231.

Argonaut, 110. Bactéries, 344-345. Bilaniuk ' O.M.P., 231. Cabot, jean, 52. taille des, 341.

Cinétique, théorie -

Arioste, l', 140. Baffin, William, 53. Billion, 116.

Cadran solaire, 303. Celsius, Anders, 395. des gaz, 359.

Arkhangelsk, 50. Baffin Bismuth, 307.

Cailletet, Louis, 416. Celsius, échelle, 395. Citlaltepetl, 87.

Armstrong, Neil, 183. baie de, 54; Black Hills, 59.

Caillié René, 62. Centenaires, 250. Clapperton, Hugh, 62.

ARN, 348. terre de, 54. Blanchard, jean-Caissons, 107. Centigrade, 395. Clark, Alavan G., 334,

Arnarson, Ingolfur, 32. Bahamas, 43. Pierre, 136.

Calmar, 150-151. Céphéides, 285. 385.

Astate, 307. Balboa, Vasco, 45. Bois, 370.

Calcium, oxyde de, Cérès, 21 1. Clark, William, 59.

Astéroãdes, 210-211, Baleines, 94; Boltwood, Bertram, 398. Cerfs-volants, 134. Clepsydre, 304.

287-288. bieues, 331 274.

Calendrier, 245 et suiv. Cerium, fluorure de, Clermont, 319.

Astronaute, 171. requins-, 339. Bonaparte, Napoléon, Californie, golfe de, 56. 423.

Coeur, battements du,

Atlantique, c‚ble, 98- Ballon, 134 et suiv. 108.

Callisto, 212-215. Cernan, Eugene A., 252.

99. Balsa, 370. Bonne-Espérance, cap Canada, 58; 183. Cohn, Ferdinand J.,

Atlantique, chaîne, Baluchithère, 331. de, 40.

archipel du, 68. Cervin, mont, 85. 245.

105. Bannière étoilée, la, Bonnet, Chartes, 266. Canaries, îles, 43. César, Jules, 257.

Collins, Michael, 183-

Atmosphère, 131 et 153. Bo,@th, Felix, 69.

Cannizzaro, Stanislao, Chadwick, James, 365. 184.

suiv. ; Barents, Willem, 50. Bo,@thia 358. Chaffee, Roger B., 175. Colomb, Christophe, épaisseur, 140, 147; Barrents, mer de, 50. olfe de, 69; Cano, juan S. del, 46. Challenger, fosse, 106. 42-43.

haute, 403. Barrow, Pointe, 67-68. téninsuie de, 69.

Canon,153. Challenges 102. Colombie, 59.

Atome, 346, 354 et Barton, Otis, 111. Bo@chgrevink, Carsten Canopus,429. Challenger II, 106.

Columbia, 189.

suiv. ; Basse-Californie, 56. E., 77.

Cantor, Georg, 119. Chamberlin, Thomas Combustion interne, formation, 296; Bathyscaphe, 111-112. Borman, Frank, 182.

Cap Nord, 31, 67. C., 276. moteur à, 138, 321.

structure, 364 et Bathysphère, 110-111. B@uvet de Lozier, Carbone, dioxyde de, Champlain, Samuel de, Comètes, 221-222, 323,

suiv. ; Bay, Zoltan L., 193. Pierre, 74.

196-197; 58. 401.

taille, 360. Bazooka, 152-153, 160. Bopvet, île, 74.

liquéfaction du, 414. Champlain, lac, 58. Communisme, pic du, Atomique Becquerel, Antoin Boyle, Robert, 353.

Carbone monoxyde Chancellor, Richard, 88.

horloge, 306; 272. Brachiosaure, 331.

de, 416-419. 50. Compas magnétique, poids, 356. Bède, 257. Bransfield, Edward, Carbure Charlemagne, 82, 258. 34.

Atomisme, 352. Beebe, Charles W., @'5.

de bore, 398; Charles, jacques, 136. Congélation, vie et, Atterrissage en dou- 110-111. Br@ nsfield, détroit de, de magnésium, 398; Charles I", 45.

237-238.

ceur, 178-179. Beijerinck, Martinus @ 15.

de niobium, 398; Charles VIII, 82. Congo,65.

Aurora 7, 171. W., 346. Bridgman, Percy W., de tantale, 398 ; Charles quint, 45. Congreve, William, Aurores Bell, jocelyn, 386. '81.

de tungstène, 398; Chauve-souris, 132, 153.

australes, 147 Bell, Peter M., 382. Briscoe, john, 76.

de zirconium, 398. 318. Cook, Capitaine, 48.

boréales, 147. Belle-Isle, détroit de, Bronze, 397.

Cardan, jérôme, 121. Charon, 212, 219. Copernic, 225.

Australie, 49; 52. Br,:)wn, Robert, 342, Carpenter, M. Scott, Chemins de fer, 320- Cornouailles, 27.

intérieur de l', 60. BeIlingshausen, Fabian '@58.

171. 321. Coronado, Francisco Automobile, 32 1. G., 75. Brownien, mouve-Carpiiii, Giovanni de Cheng-ho, 35. de, 57-58.

Autruche, 315; Bellingshausen, mer ment, 359.

Piano, 24. Cheval, 315. Corte Real, Gaspard, oeuf d', 339. de, 76. Br ce, James, 63.

Carthage, 27. Chevreul, Michel, 249. 52.

Avery, Oswald T., 348. Benjamin de Tudela, BrUno, Giordano, 225. Cartier, jacques, 52. Chimborazo, 87. Cortes, Hernando, 56.

Avions, 138, 139; 23. Bui@hanan, James, 99. Cassini, jean-Domini- Chine, 22; Cosmonaute, 171.

vitesse des, 322. Bennett, FIoyd, 79. Bulfon, Georges de, que, 192, 225. technologie en, 34- Course, 315.

Avogadro, Amadeo, Béring, Vitus J., 66-67. +i65.

Cassini, division de, 36. Cousteau, jacques-357. Béring Bu!ldog, 101.

216. Chiron, 212, 218. Yves, 96.

Avogadro détroit de, 67; Burton, Richard F., Cassiodore, 249. Chiu, Hong-Yee, 407. Covilh‚o, Pedro de, 39.

hypothèse d', 357; mer de, 67. (')3.

Cassitérides, 27. Chomolungma, 89. Coyote, 316.

438

439

LA CONqUETE DU SAVOIR

INDEX

Cratères, 278. Dorade, sigma de la, Erik le Rouge, 32-33. Fahrenheit, échelle, Glace, 370.

Crète, 26. 432. Eriksson, Leif, 32. 395. Gienn Jr., John H.,

Crick, Francis, 348. Dornberger, Walter Espace, Faraday, Michael, 413- Gadolinium, sulfate de, 171.

Cuivre, 371, 397. R., 160-162. colonisation, 208- 414. 423-424.

Globules rouges, 342.

Curie, jacques, 103. Drague, 97. 209 ; Feinberg, Gerald, 231. Gagarine, Youri, 171. Gobie nain, 336.

Curie, Pierre, 103. Drake, Francis, 74. sortie dans l', 174; Fer, 371, 397. Galaxies, 293-294; Goddard, Robert H.,

Curtis, Heber D., 335. Drake, Frank D., 223. utilisation de l', 186 Ferdinand II d'Aragon, amas de, 282; 158-160, 162.

Cusa, Nicolas de, 225. Drake, détroit de, 74. et suiv. ; 42. magnitude, 433. Godwin, Francis, 140.

Cygne, 318. Drebbel, Cornelis, 108. vol dans l', 157

et Ferdinand II de Tos- Galilée, 192, 304, 394.

Goldstein, Eugen, 362.

Cyrano de Bergerac, Dumont d'Urville, suiv.

cane, 394. Gama, Vasco de, 40, 49. Goliath (insecte), 132,

154. jules, 76. Espagne, 42 et suiv. Féroé, îles, 31-32. Gambie, 39, 62. 337.

Dynamite, 157. Espèce, 18.

Feu, 396. Gamma, rayons, 364. Gorille, 330.

Esquimaux, 33.

Fibonacci, Léonardo, Gamow, George A., Graff Zeppelin, 138.

Eau, 370; Etain, 371, 397; 117. 283-284. Grand Canyon, 58.

Daimler, Gottlieb W., pression de l', 379; maladie de l', 413. Fibonacci, série de, Ganswindt, Hermann, Grande Ourse, 26.

321. transport par voie d', Etain, îles de I', 27. 118. 156. Grande théorie uni-Dalton, john, 356. 25. Ether, 415.

Dandolo, Enrico, 249. Etoiles Fidji, îles, 48. Ganymède, 212, 214. taire, 308.

Darling, Ralph, 60. Ebal, mont, 81. binaires, 333

Field, Cyrus W., 99. Gassendi, Pierre, 353. Grands lacs, 58.

Darling, 60. Echelle absolue, 411. distance, 226; Field, Darby, 48. Gay-Lussac, Louis Gravitationnelle,

Echo I, 168.

Filchner, Wilhelm, 77. joseph, 136, 410. constante, 332.

Darwin, Charles R., Echo-sonde, 103. effondrement, 295 Filchner, banquise de, Gaz, 387; Gravitons, 367.

269. Eclipse de soleil, 257. filantes, 145 ; 77. basse température, Great Eastern, 99.

Daubrée, Gabriel, 125- Ecorce, 338. les moins brillantes, Fitch, John, 319. 410; Grégaire XIII, 248.

126. Ecosse, 30. 429; Fitzgerald, Edward A., densité, 375 et suiv. Grenade, 42.

Davisson, Clinton J., Ecriture, 259. magnitude, 427; 87. liquéfaction, 413 et Grenouille, 336.

347. Eddington, Arthur S., masse, 291-292, 333-Debye, Petrus, 423. 289, 334; 405. 335; Fizeau, Hyppolyte, suiv. Grissom, Virgil I., 174-Décompression, mala- Edlen, Bengt, 403. à séquence princi- 281. permanents, 415.

175.

die de la, 107. Edouard, lac, 65. pale, 291, 402; Flemming, Walther, Géante rouge, 291. Groenland, 33, 53, 275;

Dédale, 133. Egerton, Francis, 70. vol vers les, 228 et 343. Geissler, Heinrich, intérieur du, 70 et

Deimos, 202. Egypte, 25, 258-259. suiv.

Floride, 56. 362. suiv.

Dejnev, Semyon I., 51, Einstein, AIbert, 230, Etre humain, 329; Fluorine, 417-418. Geissler, tube de, 362.

Grotte, 90, 91.

67. 328,360. cellules de l', 338. Foie, cellules du, 341. Gell Mann, Murray, Guam, 46.

Déluge (Bible), 263. Ejection, vitesse d', Europe, 212, 214. Fomalhaut, 429. 366.

Guerre de 1812, 97,

Démocrate, 352. 149. Eusèbe de Césarée, Fontenelle, Bernard Gemini 3, 4, 174-175.

108,153.

Demi-vie, 273, 306- Electrique, courant, 260.

de, 249. Gemini 5, 172. Guerre des Mondes, La,

Everest, George, 89. Forbes jr., Edward, Gemini 6, 182. 200.

308. 362-363.

97. Gemini 7, 182. Guerre de Troie, 257-De natura rerume 353. Electron, 146, 300, Everest, mont, 89-90, Fractions, 12 1. Gemini 8, 183-184. 258.

Densité, 125, 369 et 363,367. 105-106, 388.

François-joseph, archi- Gemini 9, 183. Guggenheim, Daniel,

suiv. Eléphant, 251, 330- Evolution, 265, 269. pel, 68. Gemini 10, 12, 184. 159.

Denys le Petit, 257. 331. Ewing, William M., Franklin, Benjamin, Gènes, 348. Guinée, golfe de, 61.

Descartes, René, 117. Elford, William J., 104.

Deshpande, V. K., 346. Exosphère, 147.

134. Génération, 248. Gutenberg, Beno, 128,

231. Ellesmere, île, 70-73. Explorer 1, 3, 4, 166- Franklin, john, 69. Géorgienne, baie, 58.

Gutenberg, disconti-

De Soto, Hernando, Elliot, James I., 218. 167.

Friendship 7, 171. Gerizim, mont, 81. nuité de, 128.

57. Encelade, 216. Explorer 6, 169.

Frobisher, Martin, 53. Germes, théorie des, Gutenberg, johannes,

Dewar, James, 418. Enderby, terre d', 76. Exponentielle, nota- Fuji-Yama, 81. 345. 353.

Dias, Bartholomeu, 40. Energie, conservation tion, 116 et suiv. Fulton, Robert, 109, Gesner, Konrad, 83.

Dinosaures, 288; de l', 270. Exposant, 117; 319. Glauque, William F., négatif, 122.

Fusée, 153 et suiv., 423. Hafnium, 397.

oeufs de, 340. Epicure, 353.

195. Gibraltar, détroit de, Hale, Edward E., 156,

Dione, 216. Eratosthène, 41, 256. Eyraud, Achille, 156. Fusée dans les espaces 39-40. 163.

Dirigeable, 137-138. Ere chrétienne, 257. Eyre, Edward J., 60. interplanétaires, La, Gigantopithèque, 330. Hall, Asaph, 202.

Doppler, Christian J., Ere du monde, 260.

160. Gilbert, William, 146. Hall, Charles F., 70.

280. Ere romaine, 257. Fahrenheit, Gabriel Fusion, point de, 397. Gilgamesh, 264.

Hall, Charles M., 138.

Doppler, effet, 281. Eres glaciaires, 21. D., 394.

Girafe, 331. Halley, Edmund, 226.

440

441

LA CONqUETE DU SAVOIR

INDEX

Halley, comète de, 205. Homo neanderthalensis, Io, 212, 215.

Kamerlingh Onnes, Lehmann, Inge, 128. surface, 178-179; Han, empire, 22. 20. Ionosphère, 144-145. Heike, 419-422. Lemaître, Georges, température, 399,

Hannibal, 82. Homo sapiens, 20, 21, Irlande, 30.

Kamet, mont, 88. 283. 411 ; Hannon, 27. 396. Iridium, 374, 397. Kane, Elisha K., 70. Lenard, Philipp E. A., voyages imaginaires

Hans Pfaall, 141. Hooke, Robert, 305, Irvine, Andrew C., 89. Karakoram, 23 ' 363.

vers la, 140-141,

Harar, 64. 338. Isabelle de Castille, 42. Keesom, Willem H., Lenoir Etienne, 321.

155.

Harrison, john, 48, Horloge, 48; Ishtar, terre d', 197. 422. Lentilles, 337. Lune en briques, La,

305. mécanique, 304. Islande, 31-32. Kelvin, Lord William Leonov, Alexei, 174.

156,163.

Hawii, îles, 29, 49, Horn, Cap, 75. Isocrate, 249.

Thomson, 99, 271, Leucippe, 352. Lyell, Charles, 267.

105. Hors de la terre, 158. Isotopes, 365-366. 284,411,416. Lewis, Meriwether, 59.

Heaviside, Oliver, 144. Housatonic, 109. Ivan le Terrible, 50. Kennedy, john F., Ley, Willy, 160-161.

Heezen, Bruce C., 104. Hubble, Edwin P., Ivanovski, Dimitri, 181,184. Lézards, 336.

McClure, Robert J.,

282, 284-285. 346.

Kennelly, Arthur E., Liban, 26. 69.

Heisenberg, Werner Hubble, loi de, 282.

145. Libellules, 317. McDivitt, James N., K., 421. Hudson, Henry, 53.

Kennelly-Heaviside, Libration, 176. 174.

Helios-B, 322. Hudson Jabal, Katharina, 8 1. couche de, 145. Libye, 395.

Mackenzie, Alexander,

Hélium, 107, 290; baie d', 53. Jabal Musa, 81. Kenya, mont, 87. Lightning, 101.

59.

ballons, 143 ; jacques I", 53. Kerguelen de Tréma- Lignes de force, 146.

Mackenzie, 59.

détroit d', 53. James, baie de, 53.

densité, 377; Huggins, William, 281. jansky, Karl G., 193. rec, Yves de, 74. Lilienthal, Otto, 137.

McKinley, mont, 87.

isotopes, 420, 423; Humason, Milton L., japet, 216.

Kerguelen, îles, 74. Lind, James, 48. Magellan, Fernand de,

liquéfaction, 419, 282. Jean Iel, 38.

Key, Francis S., 153. Lindbergh, Charles A., 46.

421. Humboldt, Alexander Jean II, 39, 42. Khartoum, 63. 139,159.

Magellan, détroit de,

Helmholtz, Hermann von, 87. jeep lunaire, 185. Kibaltchitch, Nikolaã, Lindner, Antonio, 90.

21, 46, 73-74.

von, 270, 289. Hunley, Horace L., Jefferson, Thomas, 59. 156. Lister, joseph J., 344.

Magnitude

Henderson, Thomas, 109. Jeffries, Joe, 136. Kilimandiaro, 87. Lithium, 371.

absolue, 430;

227. Hunley, 109. jensen, Jens A. D., 70. King Kong, 329. Livingstone, David, des étoiles, 427-428;

Henri le Navigateur, Huron, lac, 58. jésus, 255-258. Kola, péninsule de, 31, 64.

des planètes, 430.

37-38. Hutton, James 265- jets, 150.

50. Locomotive, 320-321. Mallet, Pierre et Paul, Hensen, Matthew, 73. 266. Jolliet, Louis, 58. Kowall, Charles, 218. Leeuwenhoek, Anton 59.

Héron l'Ancien, 354. Huygens, Christiaan, josias, 254.

Kristenson, Leonard, van, 337, 344. Mallory, George L., Hérode, 258. 48,192,305. Joubert, Pierre, 251. 77. London, Heinz, 423.

89.

Hérodote, 27-28. Hydrogène, 135 143; Joule, James P., 416. Kubilay khàn, 22. Lorentz, Hendrik A., Mammifères marins,

Héroult, Paul, 138. bombes, 406 ; Joule-Thomson, effet, 363.

vitesse des, 316.

Herschel, john, 428. densité, 377, 387 ; Lovell, James A., 182, Mammoth Cave, 90.

Herschel, William, fusion, 289, 383. 416-417.

. jour et nuit, 245. Labrador, 52. 185.

Mammouth, 21.

333-334. isotopes, 419, Juifs, 255, 260. Lagrange, joseph, 217. Lowell, Percival, 200.

Manéthon, 258.

Herzog, Maurice, 89. liquide et solide, jupiter, 21 1

et suiv. Laing, Alexander G., Lucien de Samosate, Manuel Il', 40.

Heure, 303. 375,418. anneaux, 213; 62. 140.

Marathon, bataille de,

Lake, Simon, 110. Lucrèce, 353. 314.

Hewish, Antony, 386. magnitude, 429; Lamarck, jean-Bap- Lumière, vitesse de la, Marathon (course),

Hillary, Edmund, 90. Icare (astérdide), 205, masse, 333; tiste de, 268. 226, 230, 323-324. 314.

Himalaya, 82, 88 et 400-401. pression du noyau, La Mecque, 63. Luminosité, 431 et Marconi, Guglielmo,

suiv. Icare, mythe d', 133. 383; Lander, Richard L., suiv. 144.

Himilcon, 28. Icaroménippe, 140. satellites, 212, 227 62. Luna 1, 2, 176.

Marées 29.

Hindenburg, 138, 143. Imprimerie, 353. structure, 213 ; Langevin, Paul, 104. Luna 3, 177.

Marian'nes, fosse des,

température, 412 ;

Hipparque, 192, 427. Incas, 57. température du Langley, Samuel P., Luna 9, 10, 178.

106.

Histoire véridique, 140. Incertitude, principe noyau, 405; 138. Lunar Orbiter 1, 179. Mariner 2, 195.

Hitler, Adolf, 160. d', 421. vitesse orbitale, 323; Laplace, Pierre de, Lune Mariner 4, 6, 7, 200-

Holloch, grotte de, 90. Inde,22. vitesse rotationnelle, 276. densité, 180; 201.

Hominidés, 19. Indes, 38. 323.

La Salle, Robert Cave- distance, 191 Mariner 9, 201-202.

Homme dans la Lune, 1'. Indiens d'Amérique, lier de, 58. face cachée, 176- Mariner 10, 198-199.

140. 33,43.

La Verendrye, Pierre 177; Marquette, jacques, Homme-grenouille, 96. Insectes, 132, 317, 337. Kalahari, désert du, de, 59. magnitude, 430; 58.

Homme moderne, 21. Interstellaire, espace, 64.

Leavitt, Henrietta S., phases, 246; Mars, 192-193, 199

et

Homo erectus, 20, 396. 389. Kamchatka, 66.

285. roches, 185; suiv. ; 442

443

LA CONqUETE DU SAVOIR

INDEX

atmosphère, 203; Minute, 304. Narsès, 249.

énergie, 272; Piccard, jacques, 112.

canaux, 200; Mira, 291. Narvaez, Panfilo de, sous-marin, 110. Paccard, Gabriel, 84. Pictet, Raoul Pierre,

hommes sur, 210; Mississippi, 57. 56.

Nummulites, 341. Pacifique, océan, 46 et 416.

magnitude, 429-431; Missouri, 59. NASA, 181.

suiv., 106. Pierre I", 66.

surface, 201, 203 Moa, 340. Natation 316.

Pacifique sud, 29. Pierre I", île, 75.

température, 411 Module Nautilus,' 109-1 10.

Oberth, Hermann J., Palmer, Nathaniel B., Pierre-Saint-Martin,

vie, 204; de commande, 183; Navette spatiale, 188.

160. 75. gouffre de la, 91.

vitesse orbitale, 323. lunaire, 183. Néanderthal, hommes Océan, 101; Palmieri, Luigi, 127. Pikes, pic de, 86.

Mars 2, 3, 201. Mohorovicic, Andrija, de, 20.

fond, 99 et suiv. Pamir, 88. Pioneer 4, 176.

Martinet, 318. 129. Nébulaire, hypothèse, fosses, 106-107; Panama, 44. Pioneer 10, 11, 213,

Masse, 124, 327-328. Mohorevicic, disconti- 276.

profondeur, 96 et P‚ques, île de, 29. 215, 223-224.

Massilia, 28. nuité de, 129. Nébuleuse, 276.

suiv., 379. Parachute, 136. Pioneer Venus, 195-196.

Matière, divisibilité de Mois, 246. Néchao II, 27.

Océan des Tempêtes, Parallaxe, 226. Pizarro, Francisco, 57-la, 351. Molchanov, Pyctr, Neige carbonique, 415.

179. Park, Mungo, 61. 59.

Matière dégénérée, 163. Néon, 418.

Odyssée, 27. Parrot, johann J. von, Planeurs, 137.

383. Moléculaire, poids, Neptune, 212, 218, OEuf, 339-340; 86. Plaquettes, 342.

Mauna Kea, 105. 358. 220,412.

de mammalien, 340- Parry, William E., 68. Plaskett, john S., 334.

Maury, Mattew F., Molécules, 357. Nernst, Walther H.

341 ; Particules, accélérateur Platine, 374, 398.

100. Molybdène, 397. 422.

de poule, 339. de, 308. Plomb, 371 ; OEuf cosmique, 283. Particules de réso- isotopes, 273

Maxwell, J. Clerk, 359. Mongol, empire, 22- Neutrinos, 300, 367-Oie du Canada, 318. nance,308. point de fusion, 397.

Méditerranée, mer, 28. 26. 368.

Oiseaux 132. Pascal, Blaise, 141, Plongée, 95-96; Mer Blanche, 31, 50. Mont Blanc, 83-84. Neutron, 300, 365; Il

Mer des Chaleurs, 199. Mont Olympe, 203. étoiles à, 386.

Oiseau-eléphant, 340. 379. costume de, 107; Mer de la Tranquillité, Mont Rhéa, 197. Newton, Isaac, 118, Oiseau-mouche, 336; Passage cloche de, 107.

179. Mont Théia, 197. 124,151,332.

oeuf d', 339. du nord-est, 50 et PlÅcker, Julius, 362.

Mercure (élément), Montagnes, 80 et New York, 395, 410.

O'Keefe, John A., 167. suiv. ; Pluton, 212-213, 218-

Olszewski, Karol S., du nord-ouest, 50 et 221

372,413. suiv. New York, baie de,-52.

Mercure (planète), 192, ascension des, 83 et 417. suiv. température, 412-198-199, 210; suiv. New York Herald, 65.

Olympe, mont, 81. du sud-est, 49; 413.

température, 399, Montagnes de Max- New York Times, 159.

Olympiades, 248, 256. du sud-ouest, 49. Pococke, Richard, 63.

411 ; well, 197. Nicolet, Jean, 58.

Olympiques, jeux, 256. Pasteur, Louis, 345- Poe, Edgar A., 141, vitesse orbitale, 323. Montgolfier, frères, Niger, 61.

Ondes électromagnéti- 346. 155.

Nikolaãev, Andriyan, ques, 347. Pauli, Wolfgang, 367. Pogson, Norman R., Métaux, densité des, 135.

371. Montre 173.

O'Neill, Gerard K., Payer, Julius von, 68. 428.

Météo, prévision, 169. de poche, 305; Nil, 63-64.

208. Peary, Robert E., 71. Poids, 328.

Meteor, 104. de poignet, 306. Niobium, 397; Or, 373, 397; Peary, terre de, 71. Poissons, 336-337.

Météorites, 125 Morris jesup, cap, 71 nitrate de, 398.

mines d', 91. Pégase, 133. Pôle Nord, 71-72.

fragments de, 145. Morse, Samuel F. B.j Noé, arche de, 86.

Orellana' Francisco de, Pendule, 305. Pôle Sud, 78-79.

Méthane, 377. 98. Nombres, 114 et suiv.

60-61. Penzias, Arno A., 284. Pollux, 429.

Mexique, 56. Moseley, Henry 365. négatifs, 12 1.

Organismes Perles, pêcheurs de, Polo, Marco, 24, 37,

Mexique, golfe du, 56. MÅller, Otto F., 97, Norkay, Tenzing, 90.

pluricellulaires, 338; 95. 42,44.

Meyer, Hans, 87. 344. Nouvelle-Ecosse, 52.

unicellulaires, 338. Perrin, Jean, 360-361. Polonium, 307.

Mitchell, John, 126. Musaraigne, 336. Nouvelle-Guinée, 21, Origine des Espèces, De Perse, empire, 22-23. Polynésiens, 29.

Michigan, lac, 58. Mylius-Erichsen, 48.

1'5 269. Peste noire, 33. Ponce de Leon, Juan,

Micro-ondes, 193. Ludwig, 70. Nouvelle-Hollande, 48.

Osmium, 374, 398. Pétrole, puits de, 92, 56.

Micro-organismes, Myriade, 116. Nouvelle-Orléans, Ottar, 3 1. Pheidippides, 314. Porcupine, 102.

338. bataille de la, 99.

Otto, Nikolaus A., Phénicie, 26. Portugal, 37 et suiv.

Microscope, 337, 344; Nouvelle-Zélande La, 137. Philippines, archipel Posidonius, 96.

électronique, 347. Naines blanches, 295; 29,48.

Ouragans, 169. des, 46. Poudre à canon, 41, Mille et Une Nuits, Les, densité de, 385. Nouvelle-Zemble, 51.

Outarde de Kori, 132. Phobos, 202. 153.

34,63,133. Naines rouges, 293. Noyau Ovule, 340-341 Photo-électrique, effet, Pression, 377 et suiv.

Milliard, 116. Nanda Devi, 88. atomique, 363 et fertilisé, 343 363. Primates, 18.

Million, 116. Nansen, Fridtjof, 70- suiv. ; humain, 340, 343. Photons, 367. Principes de Géologie,

Milne, John, 127. 71. cellulaire, 342.

Oxygène, 376, 415- Piccard, Auguste, 112, 267.

Mimas, 216. Narmer, 259. Nucléaire 419. 143. Procyon, 429.

444

445

LA CONqU…TE DU SAVOIR

INDEX

Proportions définies, Rodolphe, île, 68. Schwann, Theodor, masse, 333; Surveyor 1, 3,.5, 179. intérieur,, 125 et

loi des, 117. Roland furieux, 140. 338.

pression au noyau, Svalbard, 31. suiv. ; Proton, 146, 300, 365. Romain, Empire, 22- Science, 215.

382; Svedberg, Theodor, manteau, 129; Protozoaire, 341. 23. Scilly, îles, 207.

température à la sur- 360. masse, 124, 332;

Proust, joseph-Louis, Rome, fondation de, Scorbut, 48.

face, 401 ; Sydney, 60. noyau, 128; 355. 257. Score, 168.

température au Syracuse, 28. origine, 264; Ptérosaure, 132, 317. Romer, OIaus, 226. Scott, Robert F., 78. noyau, 405 ;

pression au centre,

Puits, 91. Roosevelt, Franklin Seconde 305.

vitesse rotationnelle 380; Purtscheller, Ludwig, A., 1 1 1. Séleuciàe, dynastie, 322. propriétés magnéti-87. Ross, James C., 77, 97. 255.

Son, vitesse du, 103, Tabac, mos;iique du, ques, 145; Pyramide, Grande, Ross, John, 68, 77. Seleucos I", 255.

151. 346. renflement équato-259. Ross Semaine, 247.

Sonar, 103. Taches solaires, 401. rial, 271 ; Pyrénées, 82. banquise de, 77-78; Sequoia, 331.

Sondes lunaires, 176 et Tachyons, 231-232. taille, 41 ; Pythéas, 28. mer de, 77. Serre, effet de, 196. suiv. Taãmyr, péninsule de, température au cen-Rubroek, Wilhelm Sésostris III, 259.

Sosigène, 248. 67. tre, 404 ; van, 24. Shackleton, Ernest H., Souris, 335-336. Tana, lac, 63.

températures

Ruggieri, Claude, 156. 78.

Sous-marins, 108 et Tanganyika, lac, 63. records, 395

quarks, 367. Russie, 51. Shangtu, 24.

suiv. Tantale, 398. tour, 46 ; quasars, 324-325, 435. Ruthénium, 397. Shetland, archipel des, Soyouz II, 174. Tasman, Abel J., 48.

tremblements, 127-

québec, 58. Rutherford, Ernest, 30.

Speke, john H., 63. Tchad, lac, 62. 128; 273,364. Shetland du Sud, îles, Spéléologie, 90. Tcheliouchkine S., 67.

vitesse orbitale, 323;

Ruwenzori, 65. 75.

Spermatozdide, 343. Tcheliouchkiné, cap, vitesse rotationnelle,

Radar, 193. Sibérie, 51, 67, 410. Spitzberg, 31, 51. 67-68. 322.

Radio, ondes, 144. Sinaã, mont, 81, 84.

Spoutnik 1, 164-167. Tectonique des pla- Terre à la Lune, De la,

Radioactivité, 272 et Sagan, Carl, 203, 223. Sirius, 292; Spoutnik 2, 166, 170. ques, 105. 155.

suiv., 363. Sagan, Linda, 223. compagnon, 334, Spoutnik 3, 167-168. Teisserenc de Bort, Terre de Feu, 21, 74.

Radioastronomie, 193 Sahara, 61. 385; Spoutnik 5, 170. Léon, 143. Terre-Neuve, 30, 33.

et suiv. Saint Brendan, 31. distance, 226-227; Stafford, Thomas P., Télégraphe, 98. Théorie de la Terre,

Radium, 307. Saint-Laurent, 52. luminosité, 431 ; 183. Télégraphe, plateau 266.

Rae, John, 69. Saint-Laurent, golfe magnitude, 429; Stanley, Henry M., 65. du, 98.

Thermodynamique,

Ramsey, William, 143. du, 52. masse, 334; Stanley, Wendell M., Télémesure, 163. troisième principe de

Ranger 7, 8, 9, 178. Saint Louis, 24. mouvement, 282.

346. Telstar 1, 168. la, 422.

Rayon cosmique, 236, Saint Patrick, 30. Sirius B, 385.

Stefan, Josef, 401. Température, 393 et Thermomètre'

394.

324. San Salvador, 43. Sismographe, 127.

Steinheil, Karl A. von, suiv. Thilorier, C.S.A., 415.

Reines, Frederick, 301, Satellites artificiels, 163 Situation troyenne, 428. lun-àère et, 426. Thomson, Charles W.,

367. et suiv. 206,216.

Stellaire, vent, 390. Tempêtes, cap des, 40. 101-102.

Relativité, 229, 282. Satellites de télécom- Skylab, 187, 389.

Stephenson, George, Temps Thomson, joseph J.,

Ressort munication, 168. Slipher, Vesto M., 281. 320. lumière et, 233; 146,363.

moteur, 305 Saturne, 212 Smith, William, 75, Stratosphère, 143. voyage dans le, 309 Thorium, 274.

spiral, 305. anneaux, 216; 268.

Stroganov, famille, 51. et suiv. Thorvaldsson, Erik,

Révolution indus- satellites, 212, 215- 61 du Cygne, 227.

Stuart ' John M., 61. Tennant, Smithson, 32.

trielle, 319. 217; Solaire Stuck, Hudson, 88. 374. Thulé, 29.

Rhénium, 398. température, 412. cellule, 168

Sturt, Charles, 60. Tenochtitlan, 56. Thulé, île de, 75.

Ricketts, Howard T., Saul, 260. énergie, 189-190; Subatomiques, particu- Terechkova, Valentina, Timée, 256.

349. Saussure, Horace de, système, 275 et les, 146, 308, 363. 173. Tipu Sahib, 153.

Rickettsies, 349. 84. suiv.

Sudarshan, E. C. G., Terraformation, 21 1. Tiros 1, 169.

RigeI, 431. Scandinavie, 30. tache, 401

231. Terre Tissandier, Gaston,

Roches Scaphandre autonome, tempête, 402; Sumériens, 259. ‚ge, 267, 274-275; 142.

densité, 371 96. vent, 389.

Supérieur, lac, 59. ‚ge selon la Bible, Titan, 212

point de fusion, 397. Schiaparelli, Giovanni Soleil Supernovae, 296, 407, 260; atmosphère, 217,

Rocheuses, fièvre des, V., 200. avenir, 287 et suiv.

433. densité, 125; 417.

349. Schirra, Walter M., couronne, 403 ; Supersonique, vol, densité au centre, Titien, 249.

Rocheuses, montagnes, 182. énergie, 270, 273, 322. 381; Titov, Gherman, 171.

59. Schleiden, Matthias, 289; Supraconductivité, écorce, 129; Tombaugh, CIyde W.,

Rock, 133. 338. magnitude, 431

422. forme, 124; 218.

446

447

LA CONqUETE DU SAVOIR

INDEX

Tombouctou, 62. Van Allen, James A., Voyage dans la Lune,

Torres, Luis de, 47. 167. Un, 155.

Torres, détroit de, 47. Van Allen, ceinture de, Voyage sur Venus, 156. Yeager, Charles E.,

Torricelli, Evangelista, 167. Voyages dans la Lune et 151, 322.

140, 378. Van Diemen, Anthony, le Soleil, 154.

Yermak, 51.

Torricelli, vide de, 390. 48. Voyager 1, 2, 213, 217. Young, john W., 174,

Tortues, 252. Van Diemen, terre de, 183.

Transit 1 B, 169. 48.

Yung-lo, 35-36.

Trevithick, Richard, Vanguard 1, 167. WaldseemÅller, Mar-320. Vanguard 2, 168. tin, 44.

T?ieste, 112. Vapeur Wallich, George C., Zambèze, 39, 65.

Trisul, mont, 88. moteur à, 319; 101.

Zeppelin, Ferdinand

Triton, 212. navire à, 319. Walsh, Don, 112.

von, 138.

Tropopause, 143. Varron, 256. Washington, mont, 83. Zéro, 120.

Troposphère, 143. Varron, ère de, 257. Watling, john, 43. Zéro absolu, 411 et

Trou noir, 232, 386. Véga, 226-227. Watling, île, 43. suiv.

Tsiolkovsky, Konstan- Venera 9, 10, 195. Watson, James D., Zworykin, Vladimir

tin, 157, 163. Venus, 191 et suiv., 348.

K., 347.

Tucker, George, 155. 210; Watt, James, 319.

Tungstène, 398. magnitude, 430; Weddell, James, 76.

Typhdide, fièvre, 349. surface, 195-197; Weddell, mer de, 76.

Tyr, 26. température, 194- Weizs‚cker, Carl von,

195,400. 277.

Verne, jules, 109, 155. Wells, H. G., 155,200.

Ulloa, Antonio de, 373. Verrazano, Giovanni Wentworth, William

Ultra-son, 103. da, 52. C., 60.

Uniformitarisme, 266. Vers à soie, 345. Wetterhorn, 84.

United States, 319. Vespucci, Amerigo, 43. Weyprecht, Karl, 68.

Univers Victoire, 46. White, Edward H.,

‚ge, 284 et suiv.; Victoria, 99. 174-175.

avenir, 299; Victoria Whittle, Frank, 151.

contraction, 298 et chutes, 65 Whymper, Edward, suiv. ; lac, 64-65. 85,87.

densité, 300; Vide, 362, 389. Wilkes, Charles, 77.

expansion, 283 et Vie, 17; Wilkes, terre de, 76.

suiv. ; durée selon la Bible, Willoughby, 51.

masse, 335 250; Wills, Alfred, 84.

origine, 284; espérance, 249; Wilson, Alexander,

te@pérature, 421. marine, 97, 101 et 134.

Uranium suiv. ; Wilson, Robert W.,

hexafluorure d', 376- terrestre, 17, 18. 284.

377; Viking 1, 2, 203. Winnipeg, lac, 59.

isotopes, 273. Vikings, 31, 33. Wollaston, William H.,

Uranus, 212; Vint Mille Lieues sous 374.

anneaux, 218; les mers, 109. Woolley, Charles L.,

satellites, 212; Vinland, 32. 263.

température, 412. Virus, 346 et suiv. Wright, frères, 139.

Ussher, James, 260. Voie lactée, 334. Wroblewski, Zygmunt

Utique, 26. Von Braun, Werner F.> 417.

160-162.

Struve, Wilhelm, 227.

V- 1, 16 1. Voshkod 1, 2, 173. Xanadu, 24.

V-2, 161-162. Vostok 1, 170. Xénophane, 262-263.

Vaisseau, 25, 319; Vostok 2, 171.

spatial, 239 et suiv. Vostok 3, 5, 6, 171-173.

448

Table des matières

Notice biographique................................ 7

Introduction......................................

PREMIERE PARTIE:

LES HORIZONS DE L'ESPACE

I. L'hémisphère orientale...................... 17

Préhistoire - Voyages sur terre dans lAntiquité et au Moyen Age - Voyages sur mer dans lAntiquité -

Voyages sur mer au Moyen Age - Voyages sur mer en Orient.

II. Le monde tout entier........................ 37

Les côtes dAfrique - Le Nouveau Monde - Le tour du monde - L'océan Pacifique - Les rives de l'Arctique.

III. Les continents et les pôles.................... 55

L'Amérique du Nord - L'Amérique du Sud et l'Australie - L'Afrique - L'Arctique oriental -

L'Arctique occidental - Les mers de lAntarctique -

L'Antarctique.

IV. Sommets et gouffres......................... 80

Les montagnes - Les Alpes - Après les Alpes -

Gouffres et cavernes.

LA CONqUETE DU SAVOIR TABLE

DES MATIERES

V. L'océan........................................... 93

XVII. La vitesse..................................... 313

En surface - Les profondeurs - Le fond de la mer -

Vaisseaux des profondeurs. Etres vivants - Objets inanimés.

Interlude : L'horizon des nombres........................... 114

TROISIEME PARTIE

Grands nombres - Petits nombres.

VI. Sous l'atmosphère de la Terre........................ 123 LES

HORIZONS DE LA MATIERE

L'intérieur solide - Les tremblements de terre. XVIII.

Masses, grandes et petites................... 327

VII. L'atmosphère de la Terre............................. 131 Les géants - De la Terre à l'univers - Cellules -....

Au-dessus de la surface de la Terre - Ballons et Bactéries - Virus.

planeurs - L'homme et l'avion - La haute atmosphère XIX.

L'atome et au-delà............................ 351

- Ondes hertziennes et électrons.

Divisibilité de la matière - Poids atomiques - Taille VIII. Après le ballon...................................... 148 des atomes - Les électrons - Le noyau atomique - Les Action et réaction - Genèse des fusées - Premières neutrinos.

expériences - La fusée en service. XX.

Densités et pressions............................ 369

IX. L'espace............................................. 165 Densités anciennes - Densités modernes - Les pres-...

Les premiers satellites - L'homme dans l'espace - Les sondes lunaires - L'homme sur la Lune. sions sur la Terre - Les pressions dans l'univers -

X. Le système solaire intérieur......................... 186 Vers le vide.

Utilisation de l'espace - Venus - Mercure - Mars.....

qUATRIEME PARTIE:

XI. Mars et au-delà............................. 205

Stations spatiales - jupiter - Les planètes lointaines - LES

HORIZONS DE L'…NERGIE

Les comètes.

XXI. Les hautes températures..................... 393

XII. Les étoiles................................. 223

Points de fusion et d'ébullition - Planètes et étoiles -

Distancedesétoiles-Lemurdelalumière-En-deçà -

L'intérieur des corps célestes.

du mur de la lumière - Lère des grands voyages. XXII. Les basses températures........................... 409

La surface des planètes - La liquéfaction des gaz -.....

DEUXIEME PARTIE Vers le zéro absolu.

LES HORIZONS DU TEMPS XXIII. La luminosité.................................... 425

Magnitude -

Magnitude absolue.

XIII. L'‚ge de l'Histoire.......................... 245

Index................................................... 437

Le calendrier - Durée de la vie - Chronologie - Le temps historique.

XIV. L'‚ge de la Terre............................ 262

L'unifortnitarisme - Conservation de l'énergie Radioactivité - La fomation du système solaire.

XV. L'éternité.................................. 280

L'univers en expansion - La mort du Soleil - La mort de l'univers - La contraction de l'univers.

XVI. L'instant.................................. 302

La seconde et au-delà - Les demi-vies - Le voyage dans le temps.

Achevé d'imprimer en octobre 1982,

sur presse CAMERON,

dans les ateliers de la S.E.P.C

à Saint-Amand-Montrond (Cher)

43-02-0123-01

ISBN 2-86374-098-9

N' d'édition 119. N' d'impression 1997-1318.

Dépôt légal : octobre 1982.

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