HYDROGÈNE (physique)

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Hydrogène et astrophysique

L’hydrogène n’est pas seulement l’élément dont la simplicité a contribué à l’élaboration de la physique moderne. Il est aussi le plus abondant dans l’Univers. C’est une fois de plus les spectres d’émission et la détection d’un rayonnement caractéristique qui apportent les signatures de sa présence. On estime que plus de 90 p. 100 des atomes de l’Univers visible sont de l’hydrogène, contribuant à environ 75 p. 100 de la masse de la matière « ordinaire » de l’Univers (les 25 p. 100 restants étant principalement de l’hélium). Cette omniprésence dans toutes les étoiles – à part celles en fin de vie ayant brûlé tout leur hydrogène – mais aussi dans les nébuleuses et les planètes géantes s’explique dans le modèle cosmologique standard par le fait que les quarks et les gluons produits lors de l’explosion primordiale se regroupent très rapidement en protons et neutrons. Les premiers noyaux composés – principalement l’hélium, mais aussi le deutérium – apparaissent lors de la phase de nucléosynthèse primordiale, entre dix secondes et vingt minutes plus tard. Les protons ne peuvent cependant capturer des électrons pour former les premiers atomes stables d’hydrogène que lorsque la température a suffisamment baissé, soit environ 700 000 ans plus tard. Dans l’Univers actuel, l’hydrogène est souvent présent à l’état d’un plasma, phase moins dense que les solides ou liquides, et dans laquelle les électrons ne sont plus liés aux noyaux d’hydrogène, un état qui apparaît au-dessus de 20 000 K.

La répartition de l’hydrogène contribue à structurer l’Univers. La spectroscopie de celui-ci, comparée au spectre de l’hydrogène, permet d’en dresser une carte et de préciser l’état de l’élément. L’observation de nuages d’hydrogène entre galaxies a montré qu’ils contiennent une masse comparable à celle de ces dernières. Bien qu’ils ne soient pas assez lumineux pour qu’on les observe directement, leur présence et leur composition sont prouvées par le fait que le rayonnement émis par des quasars distants y est absorbé préférentiellement à certaines fréquences caractéristiques de l’hydrogène. On pense que ces nuages intergalactiques sont des précurseurs de futures galaxies et donc les lieux privilégiés de la naissance de nouvelles étoiles.

Interaction entre deux galaxies vue dans le spectre de l’hydrogène neutre

Photographie : Interaction entre deux galaxies vue dans le spectre de l’hydrogène neutre

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Crédits : NRAO/ AUI ; John Hibbard

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Radiotélescope de Parkes (Australie)

Photographie : Radiotélescope de Parkes (Australie)

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Crédits : Science Photo Library/ AKG-images

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À l’intérieur des galaxies, les nébuleuses sont des nuages géants de densité souvent minuscule ; les nébuleuses visibles optiquement (aussi appelées régions H II) sont principalement composées d’hydrogène ionisé (H+) et brillent en rouge, tandis que les régions H I, moins visibles à l’observation directe, sont composées d’atomes neutres d’hydrogène. Elles sont néanmoins faciles à observer puisqu’elles émettent un rayonnement radio caractéristique de longueur d’onde 21 centimètres.

Lorsque les nuages galactiques se condensent sous l’effet de la gravitation et donnent naissance aux étoiles, l’hydrogène reste le principal composant de ces étoiles jeunes, et le Soleil en est encore composé à 74 p. 100. C’est le carburant essentiel de la fusion nucléaire qui transforme plus ou moins directement les noyaux d’hydrogène en noyaux d’hélium. Dans le Soleil, la réaction dominante est la chaîne proton-proton, découverte par Hans Bethe en 1939, qui commence par la fusion de deux protons en un noyau de deutérium (avec émission d’un neutrino et d’un positron), suivie par l’incorporation d’un proton avec formation d’hélium avec émission d’un rayonnement gamma, etc.

Enfin, l’hydrogène est aussi le principal élément présent dans certaines planètes géantes, appelées géantes gazeuses. Contrairement au cas des étoiles, les conditions physiques n’y ont pas permis l’allumage des réactions nucléaires par effondrement gravitationnel, la pression étant restée insuffisante pour que les noyaux atomiques entrent en fusion. Jupiter contient par exemple 90 p. 100 d’hydrogène, sous forme liquide ou solide près du cœur, sous forme gazeuse à plus haute altitude. Le cœur est très probablement au moins pour partie dans l’état métallique, ce qui rendrait compte du champ magnétique de la planète. Neptune est aussi une géante gazeuse.

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Interprétation des raies du spectre de l’hydrogène

Interprétation des raies du spectre de l’hydrogène
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Les modèles successifs de l’atome

Les modèles successifs de l’atome
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Expérience de Rutherford

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Exemple de diagramme de phase de l’hydrogène

Exemple de diagramme de phase de l’hydrogène
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Écrit par :

  • : directeur de recherche émérite au CNRS, centre de physique théorique de l'École polytechnique, Palaiseau

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Pour citer l’article

Bernard PIRE, « HYDROGÈNE (physique) », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 20 mai 2022. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/hydrogene-physique/