Propriétés physico-chimiques de la matière


Les propriétés chimiques d’un atome dépendent seulement du nombre et de la disposition des électrons dans leur nuage ; tous les isotopes d’un même élément ont donc les mêmes propriétés chimiques. Cependant, la légère différence de masse de leur noyau fait que leurs propriétés physiques se différencient quelque peu.

Publié le 1 juillet 2014


Du nuage électronique dépend la diversité matérielle.


PROPRIÉTÉS CHIMIQUES DE L'ATOME
Les électrons du nuage électronique d’un atome ne peuvent se comporter n’importe comment. S’il n’est pas possible de leur assigner des trajectoires bien définies, on peut en revanche décrire l’état dans lequel chacun se trouve grâce à quatre propriétés : leur énergie, leur moment cinétique, la projection de ce moment cinétique sur une direction donnée et leur spin.
La structure du nuage électronique qui résulte de la distribution de ces propriétés a deux conséquences.
*         La première est la répartition des symboles chimiques dans le tableau de Mendeleïev.
*         La seconde est la nature des propriétés chimiques des différents éléments.
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Certaines configurations de nuages électroniques sont particulièrement stables. De tels atomes ne réagissent pas chimiquement, ils sont inertes. Ce sont les atomes des gaz rares dont les symboles sont écrits dans la colonne la plus à droite du tableau de Mendeleïev.


Les molécules de l’aspirine (image 1) et du paracétamol (image 2) se ressemblent beaucoup. Elles sont toutes deux composées d’atomes de carbone (en gris), d’hydrogène (en blanc) et d’oxygène (en rouge). En bleu, un atome d’azote.


Les atomes à proximité des gaz rares tendent à modifier leur nuage électronique de façon à ce qu’il ressemble à celui d’un gaz rare. Pour cela, ils s’ionisent, en gagnant ou perdant un ou plusieurs électrons, ou établissent une liaison covalente avec d’autres atomes. Ils partagent alors la propriété de certains électrons.
La matière dite « organique », c’est-à-dire construite autour de la covalence des atomes de carbone, oxygène, azote et hydrogène, est une mine inépuisable de molécules.
Les autres atomes du tableau périodique ont des structures électroniques plus complexes. Ils s’organisent collectivement en s’associant par liaison métallique. Le métal obtenu est solide à température normale et conducteur de courant électrique.

PROPRIÉTÉS PHYSIQUES DE LA MATIÈRE
Toutes les propriétés physiques de la matière : dureté, malléabilité, ductilité, transparence, couleur, températures de changements d’états, caractère conducteur ou isolant… ainsi que toutes ses propriétés chimiques : acide ou base, oxydant ou réducteur, solvant ou soluté… sont dues aux différents comportements adoptés par les électrons dans les nuages électroniques.

On sait aujourd’hui organiser ces atomes de façon à obtenir des propriétés nouvelles, comme la supraconduction à haute température, des propriétés magnétiques renforcées, une miniaturisation des circuits électriques ou la possibilité d’y stocker de l’information.

Voir et sonder les atomes
De notre échelle à celle du micromètre, il est possible de former des images à l’aide des ondes lumineuses, en utilisant un microscope optique. Pour former les images d’objets plus petits, il faut utiliser des particules, comme des électrons, dont la longueur d’onde associée est plus petite que le micromètre. Le principe des microscopes électroniques est le même que celui des microscopes optiques (par exemple les microscopes électroniques à balayages MEB).

En poussant leurs performances à l’extrême, les chercheurs sont parvenus à descendre jusqu’à l’échelle atomique (0,1 nm). Depuis le début des années 1980, les microscopes à sonde locale ont vu le jour. Leur principe repose sur l’exploration d’une surface relativement plane par une sonde très fine qui interagit avec les atomes. On peut citer le microscope à effet tunnel (STM pour Scanning tunneling microscope) qui utilise un faible courant électrique passant entre l’échantillon et une pointe, le microscope à force atomique (AFM) qui utilise l’interaction mécanique entre l’échantillon et une pointe montée sur levier souple, et le microscope optique à champ proche qui exploite, à l’aide d’une fibre optique très fine, les ondes évanescentes au voisinage de la surface de l’échantillon.

Un dernier type est apparu récemment : le microscope à luminescence induite par effet tunnel (STL).

Tous ces microscopes permettent l’étude, à l’échelle atomique, de diverses molécules et de leur comportement sur différents substrats. Il n’est guère possible de former des images des noyaux atomiques. Il est cependant possible d’en produire en calculant la répartition des masses et des charges à l’intérieur des noyaux et en confrontant ces calculs à la mesure de certaines de leurs propriétés.

LES QUATRE INTERACTIONS FONDAMENTALES
Vidéo
Zoom sur deux instruments qui permettent de caractériser la matière à l'échelle nanométrique : le microscope à effet tunnel et le microscope à force atomique.
     

Pour rendre compte de tous les phénomènes auxquels ils ont accès, les physiciens ont besoin de ne faire intervenir que quatre forces, qu’ils jugent « fondamentales ». Quelles sont-elles ?
*         La gravitation, bien sûr, identifiée par Isaac Newton il y a plus de trois siècles ;
*         l’interaction électromagnétique, identifiée en tant que telle par James Clerk Maxwell dans la seconde moitié du XIXe siècle, et qui rend compte de la cohésion de la matière à notre échelle ;
*         l’interaction nucléaire faible, découverte dans les années 1930, qui gère certains processus radioactifs, notamment la radioactivité bêta ;
*         l’interaction nucléaire forte - découverte à peu près au même moment que l’interaction nucléaire faible - qui lie très solidement entre eux les constituants des noyaux atomiques.


La gravitation
La gravitation gouverne bien d’autres phénomènes, de la chute des corps au mouvement des planètes. Elle est également à l’origine de la formation des étoiles à partir du gaz primordial, qu’elle oblige à se contracter. Et, grâce à elle encore, les étoiles, une fois formées, s’attirent les unes les autres, formant ainsi des galaxies.
L’interaction gravitationnelle est attractive et de portée infinie (c’est-à-dire que la force qui existe entre deux masses n’est nulle que si ces deux masses sont séparées d’une distance infinie).
Nul écran ne pouvant en stopper l’influence, il est vain d’espérer l’amoindrir ou la supprimer. Mais son intensité est beaucoup plus faible que celle des autres interactions, si bien qu’on peut négliger ses effets à l’échelle des particules, soumises par ailleurs à des forces beaucoup plus intenses.

L’interaction électromagnétique
L'interaction électromagnétique est beaucoup plus intense que la gravitation. Elle agit de façon manifeste autour de nous puisqu’elle fait fonctionner tous nos appareils électroménagers.
Mais à un niveau plus fondamental, elle assure surtout la cohésion des atomes et des molécules, gouverne toutes les réactions chimiques et aussi les phénomènes optiques (puisque la lumière est constituée d’ondes électromagnétiques, structurées en photons). À l’instar de l’interaction gravitationnelle, elle a une portée infinie, mais, étant tantôt attractive, tantôt répulsive (selon le signe des charges électriques en présence), ses effets cumulatifs sont annulés à grande distance du fait de la neutralité globale de la matière.

L’interaction nucléaire faible
L'interaction nucléaire faible a une portée très courte, d’environ un milliardième de milliardième de mètre. Autant dire qu’il s’agit, comme la colle, d’une interaction de contact : deux particules ne peuvent interagir par elle que si elles se touchent quasiment. Elle est notamment responsable de la radioactivité bêta, par laquelle un neutron se désintègre en un proton et un électron. Comme son nom l’indique, l’interaction faible est caractérisée par une très faible intensité qui la rend difficile à observer. Mais cela ne l’empêche pas de jouer un rôle capital, notamment dans le Soleil, où elle régit les réactions de fusion des noyaux d’hydrogène.
Si elle disparaissait de l’Univers, notre étoile cesserait de briller…

L'interaction nucléaire forte
L’interaction nucléaire forte est la plus intense des quatre interactions fondamentales, mais elle est restée longtemps cachée. Les physiciens ont deviné son existence dans les années 1930, lorsqu’ils se sont rendus compte que la stabilité des noyaux atomiques avait quelque chose d’étonnant. Puisqu’ils portent des charges électriques de même signe, les protons au sein d’un noyau atomique se repoussent du fait de la force électrique qui tend à les séparer. Et pourtant, ils semblent très solidement attachés les uns aux autres. Par quoi donc est combattue leur répulsion électrique ? Aucune force classique ne pouvait expliquer cette cohésion nucléaire.
De là l’hypothèse, vérifiée depuis, qu’il existe au sein des noyaux atomiques une force très intense, l’interaction nucléaire forte, de portée très courte, environ un millionième de milliardième de mètre…
Cette force agit comme une sorte de glu entre deux nucléons (proton ou neutron) en contact l’un avec l’autre, mais dont la force s’affaiblit très rapidement dès qu’on les écarte un tant soit peu l’un de l’autre. Cela ne l’empêche pas d’être incroyablement puissante. Elle est par exemple capable d’arrêter, sur quelques millionièmes de milliardième de mètres, un proton lancé à cent mille kilomètres par seconde…

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La fusion nucléaire

publié  le 8 février 2015

La fusion nucléaire est une réaction physique qui se déroule au cœur des étoiles : des noyaux atomiques fusionnent, dégageant l’énergie à l’origine de la lumière et de la chaleur qu’émettent les étoiles. Les quantités d’énergie libérée sont très importantes, ce qui pousse les scientifiques à chercher le moyen d’exploiter la fusion comme nouvelle source d’énergie durable, puisque les matières premières nécessaires sont pratiquement illimitées.

LE PRINCIPE PHYSIQUE

Le noyau des atomes est composé de neutrons et protons, qui tiennent ensemble grâce à la force la plus intense de la nature : l’interaction forte, responsable de « l’énergie de liaison nucléaire ». Cette énergie peut être libérée de deux façons :
*         soit en cassant des noyaux lourds : c'est ainsi que fonctionne une centrale nucléaire actuellement ;
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*         soit en fusionnant des noyaux légers : ce qui se passe dans les étoiles

Dans des conditions de température extrême (des millions de degrés Celsius), la matière se présente sous forme de plasma : ni solide, ni liquide, ni gazeuse, la matière est comparable à une « soupe » où noyaux et électrons ne sont plus liés, ils circulent librement. Lorsque deux noyaux « légers » se percutent à grande vitesse, ils peuvent fusionner, créant un noyau plus lourd : c’est la fusion nucléaire. Durant l’opération, une partie de l’énergie de liaison des composants du noyau est libérée sous forme de chaleur ou de lumière.
Dans le cœur des étoiles, ce sont deux noyaux d’hydrogène, composés uniquement d’un proton, qui fusionnent pour donner un noyau plus lourd : l’hélium dont le noyau contient deux protons et un ou plusieurs neutrons. Dans le Soleil, cette transformation se déroule en plusieurs étapes. Sur Terre, pour récupérer de l'énergie, les scientifiques tentent d’utiliser la fusion de deutérium et de tritium, deux isotopes de l’hydrogène (noyaux contenant un proton et un ou deux neutrons). Cette réaction donne elle aussi naissance à un noyau d'hélium très chaud, et libère un neutron de grande énergie.


ENJEU :
CRÉER ET MAINTENIR
UN PLASMA DE FUSION SUR TERRE
Pour imaginer récupérer de l’énergie à partir de la fusion nucléaire, il faut être capable de créer des conditions physiques similaires à celles des étoiles, et atteindre des températures de 150 millions de degrés (dix fois la température interne du Soleil). Ce défi scientifique et technologique posé aux chercheurs représente un important enjeu stratégique : la fusion pourrait devenir une nouvelle ressource d’énergie illimitée, sans risque majeur, et sans déchets hautement radioactifs à stocker.

ZOOM SUR...
Le tokamak
À la fin des années 1960, la communauté scientifique - à commencer par les scientifiques russes, qui furent précurseurs - est parvenue à développer une machine capable de contenir le plasma dans une enceinte fermée et à le chauffer pendant une fraction de seconde : le tokamak.
En forme d'anneau (ou « tore »), les particules qui y sont injectées subissent des champs magnétiques si intenses qu’elles restent maintenues dans la partie centrale de l’anneau, sans contact avec les parois. Leur chauffage est assuré par différents moyens : l’injection de matière chaude et le chauffage par ondes sont les plus utilisés actuellement. Il existe d’autres façons de faire la fusion, par exemple en employant des faisceaux lasers intenses qui compressent une microbille contenant le mélange deutérium-tritium.


R&D :
AMÉLIORER LES TECHNOLOGIES
POUR RÉUSSIR À METTRE
LE SOLEIL EN BOÎTE
De nombreux organismes de recherche, à travers le monde, étudient la fusion. L’expérience d’envergure de cette thématique, le projet Iter, requiert des partenariats internationaux, pour compléter les expérimentations menées à plus petite échelle à travers le monde.
Le but du réacteur est de pouvoir récupérer en continu suffisamment de puissance issue des réactions de fusion pour assurer, d’une part, le fonctionnement du réacteur et, d’autre part, la fourniture en électricité.
Le CEA, au sein d’Euratom, dispose d’un tokamak : Tore Supra, devenu West, situé sur le centre de Cadarache. Tore Supra a fonctionné de 1988 à 2013. Cette machine, dans le contexte européen, avait pour objectif l'étude de plasmas en régime permanents, c'est-à-dire sur plusieurs dizaines -voire centaines- de secondes. Pour cela de nouvelles technologies y ont été déployées :
*         l’utilisation de « câbles supraconducteurs », pour créer des aimants qui vont confiner le plasma en continu ;
*        
*         l’utilisation de micro-ondes pour chauffer et générer du courant dans le plasma ;
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*         la mise en place d’éléments de première paroi situés immédiatement autours du plasma refroidis et capables de supporter de haut flux de chaleur.

Tore Supra détient le record du monde de durée d’un plasma performant (c’est-à-dire représentant un certain niveau de température et de densité), parfaitement maîtrisé, pendant 6mn30. La machine européenne JET, la plus grande du monde, située à Culham (Angleterre), à laquelle participe les équipes du CEA, détient quant à elle le record mondial de « puissance fusion » (16 MégaWatt pendant 1s, 1 mégawatt correspond à près de vingt mille ampoules allumées en même temps). Tous les résultats innovants fournis par ces machines ont été intégrés dans la construction du tokamak Iter.
De par sa configuration particulière, notamment le refroidissement « actif » des composants, Tore Supra a constitué une base unique d’expérimentation des composants face au plasma. Le projet WEST a consisté à modifier, entre 2013 et 2016, Tore Supra pour en faire une plateforme unique de tests pour ce composant « critique » du tokamak ITER, le divertor tungstène activement refroidi.
De par sa nouvelle configuration magnétique, ses équipements spécifiques et son environnement entièrement métallique, WEST va tester des composants en tungstène, identiques à ceux que l’on installera sur ITER. En effet, si la température et la densité au cœur du plasma de WEST sont plus faibles que dans ITER, les conditions à la périphérie du plasma sont très similaires, avec des flux de chaleur et de particules dans le divertor pouvant atteindre 20 MW / m2 – soit dix fois plus intenses que ce que subit le bouclier d’une navette spatiale à son entrée dans l’atmosphère. WEST permettra également d’explorer les problématiques de physique des plasmas sur des longues durées en environnement tungstène.

ET DEMAIN ?
Jusqu’à maintenant, les recherches menées ont permis aux scientifiques de mieux comprendre les plasmas, de les maîtriser et d’en augmenter les performances énergétiques. Ces thématiques regroupent aussi bien l’infiniment petit (compréhension du comportement de la matière qui nous entoure) que l’infiniment grand.
Le Tokamak international Iter, à proximité du centre CEA de Cadarache, est une nouvelle étape qui succède à une longue lignée de machine. Elle est la première installation à réunir toutes les conditions pour obtenir et étudier un plasma en combustion, c’est-à-dire d’un plasma dominé par les réactions de fusion. La suite, avec la conception de futurs réacteurs comme Demo, en intégrant de nouveaux concepts de matériaux de bord et la fourniture de tritium in situ, devrait mener, en délivrant pour la première fois du courant électrique, à la naissance d’une nouvelle filière énergétique : l’énergie nucléaire de fusion.
Les défis technologiques posés par la fusion nucléaire sont énormes : le cryomagnétisme, le contrôle-commande du plasma et de la machine en temps réel ; concevoir des matériaux de paroi capables de supporter des hauts flux de chaleur et la percussion de neutrons ; intégrer à ces matériaux du lithium, pour assurer l’auto-alimentation du réacteur…
Afin de développer une exploitation industrielle de la fusion, les limites, risques ou verrous technologiques à surmonter pour la construction de réacteurs à fusion sont déjà identifiés : la maintenance de l’ensemble, le vieillissement, la tenue des matériaux de structures et la gestion des déchets radioactifs de la première paroi…
De nature différente, toutes ces problématiques sont déjà présentes dans la filière nucléaire actuelle (qui exploite la fission nucléaire), et déjà en cours d’étude pour une exploitation industrielle de la fusion nucléaire. Diversifier nos ressources énergétiques permettra ainsi d’assurer l’approvisionnement énergétique des pays et de trouver des alternatives aux énergies fossiles carbonées (pétrole, gaz, charbon…), qui constituent encore l’essentiel de l’énergie consommée sur Terre.

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Les étoiles

Publié le 7 juin 2017
       
Une étoile est une boule de gaz, lumineuse, principalement composée d’hydrogène et d’hélium. Le cœur d’une étoile atteint une température extrêmement élevée (plusieurs millions de degrés). Cette forte température permet la réaction de fusion des noyaux d’hydrogène qui maintient, sur des temps pouvant atteindre des dizaines de milliards d’années, l’énergie lumineuse qui nous permet de les voir de si loin.
COMPOSITION D’UNE ÉTOILE

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

A l’œil nu ou au télescope en lumière visible, on ne voit que la surface lumineuse des astres. Grâce aux télescopes scientifiques terrestres et spatiaux, l’ensemble du spectre électromagnétique de l’étoile peut être observé. Chaque domaine du spectre apporte des informations spécifiques sur l’origine, l’évolution et  le fonctionnement des astres. Par exemple, les rayons infrarouges nous apprennent où et comment les étoiles se forment, la lumière visible nous renseigne sur la composition chimique des étoiles et les ondes radio sur leur activité magnétique. Enfin les rayons X et les gammas révèlent les très hautes températures atteintes lors des explosions qui ont lieu à la fin de la vie des étoiles.
L’ensemble des données provenant de tous ces rayonnements permet de mesurer précisément quelle est la quantité d’énergie produite par une étoile, la température à sa surface ou encore sa composition chimique et son impact sur l’environnement interstellaire.

POURQUOI LES ÉTOILES BRILLENT-ELLES ?
L’équilibre des étoiles dans l’Univers est régi par deux effets opposés : la gravitation, qui tend à compresser le gaz qui compose l’étoile et la pression thermique de ce gaz qui tend à le dilater.
Le cœur d’une étoile est extrêmement chaud. La différence de température entre le cœur et la surface de l’étoile entraîne un flux de chaleur, donc d’énergie, du centre vers l’extérieur. Cette chaleur est finalement rayonnée par l’étoile à sa surface et fait que nous la voyons briller.

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

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

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

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

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

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

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horloge

(latin horologium, du grec hôrologion, de hôra, heure, et legein, dire)

Consulter aussi dans le dictionnaire : horloge
Appareil horaire fixe, de grandes dimensions, possédant un dispositif d'indication de l'heure sur un cadran, et souvent un dispositif de sonnerie des heures et des demi-heures. (→ comtoise.)
Il est difficile de dater avec précision l'apparition de l'horlogerie mécanique : c'est en 996 que le moine Gerbert d'Aurillac, futur pape Sylvestre II, aurait inventé l'horloge à poids, à moins que ce ne soit Guillaume de Hirschau en 1091, à Cluny, ou encore d'anonymes Italiens du xive s. Il est certain que les premiers essais d'horloges mécaniques – elles étaient constituées d'une corde enroulée sur un tambour et lestée d'un objet pesant – ne donnèrent pas de résultats probants, car le mouvement du poids doit se faire à vitesse constante. Des horloges mécaniques seront construites et installées dans des clochers un peu avant l'an 1300, mais leur fonctionnement posa sans doute de nombreux problèmes.

UNE INVENTION DÉTERMINANTE : LE FOLIOT

Il fallait associer au simple treuil des premières horloges un dispositif régulateur du mouvement, l'échappement. Ce n'est qu'au début du xive s. qu'apparaîtra le premier régulateur, le foliot, dont l'histoire de la mise au point est encore totalement inconnue. On sait seulement que le physicien et astronome italien Giovanni Dondi construisit, de 1344 à 1350, une horloge à poids et foliot pour la ville de Padoue. Le principe en est simple : il s'agit d'arrêter le mouvement du mécanisme pendant un laps de temps très court et à intervalles réguliers, de sorte que sa vitesse moyenne soit suffisamment ralentie, et surtout constante.
Dans une horloge de ce type, le foliot est lancé à droite et à gauche par une roue dentée, la roue de rencontre – entraînée par un poids –, qui agit sur deux palettes portées par l'axe du système, la verge. Lorsqu'une de ces palettes est en appui contre une dent de la roue de rencontre, elle arrête son mouvement ainsi que celui de l'ensemble du mécanisme, mais elle est repoussée par la dent en sens inverse, qui est alors libérée ; à son tour, l'autre palette entre en contact avec une dent diamétralement opposée et immobilise la roue. Le processus, qui se répète ainsi, régulé par le mouvement de rotation alternatif de la verge et du foliot, dépend des frottements de l'axe dans ses pivots et de l'inertie du foliot. Des masselottes, ou régules, peuvent être déplacées aux extrémités de ce dernier afin d'ajuster le mouvement de l'ensemble.

Cependant, la maîtrise approximative des différents paramètres et l'état d'imperfection du dispositif ne permettaient pas d'obtenir un mouvement précis : le battement étant d'autant plus rapide que le poids est lourd, le foliot fonctionnait plus comme un ralentisseur de la chute du poids que comme un régulateur. Néanmoins, il est toujours considéré comme une invention de génie, car c'est le premier mécanisme d'échappement de l'histoire de l'horlogerie.
Ces premières horloges mécaniques sont surveillées en permanence par un « horlogeur », chargé de remonter les poids, de chauffer l'huile en hiver, et de les remettre à l'heure solaire du lieu à l'aide de clepsydres et de cadrans solaires. Le cadran, apparu vers la fin du xve s., ne possède qu'une aiguille – cette indication est largement suffisante, compte tenu de la précision de ces instruments. L'aiguille des minutes n'apparaîtra qu'à la fin du xviie s.

PRÉMICES DE L'INDUSTRIE HORLOGÈRE
Au début installées uniquement dans les clochers et les beffrois, les horloges se répandent vers la fin du xve s. dans les châteaux et les demeures bourgeoises : plus fiables et plus petites, elles n'ont plus besoin d'un serveur permanent.
Les horlogers du Moyen Âge sont tout à la fois des astronomes, des astrologues, des forgerons, des serruriers et des armuriers. La recherche d'une précision toujours meilleure de leurs horloges les conduit à inventer les premières machines-outils, qui seront ensuite utilisées en armurerie, en serrurerie et dans l'industrie textile : les tours à fileter, les machines à fraiser et à tailler les roues dentées apparaissent au xvie s. À cette époque, il n'y avait dans l'ensemble de l'Europe qu'une centaine d'horlogers ; à partir de 1550 les premières corporations voient le jour, qui ne regroupent qu'une quinzaine de spécialités.
L'horlogerie est alors une activité de pointe qui va bientôt donner naissance à une véritable industrie. Les fabriques horlogères vont se concentrer dans les régions où le commerce est actif et où existent des ressources en matières premières : l'Angleterre, l'Allemagne (Forêt-Noire) ou l'Italie du Nord, puis dans des cités comme Blois – François Ier fait installer un atelier d'horlogerie dans son château –, Paris, Genève, Amsterdam et Londres.

HORLOGE ATOMIQUE
Une horloge moléculaire ou atomique est une horloge de haute précision fonctionnant à partir de molécules d'ammoniac, d'atomes de césium, de rubidium, d'hydrogène, dont les vibrations servent d'étalon de temps.
Un atome isolé peut absorber ou émettre des signaux électromagnétiques dont la fréquence, quantifiée, est uniquement définie par les interactions fondamentales entre le noyau et les électrons. Comme ces interactions fondamentales sont supposées être invariantes au cours du temps, les fréquences de résonance atomiques sont intrinsèquement stables. Un ou plusieurs atomes de même espèce peuvent dès lors constituer une référence de fréquence (ou de période) et donc une référence de temps.

Depuis 1967, une résonance de l'atome de césium définit l'unité de temps, la seconde.

Dans une horloge atomique, la résonance des atomes est excitée par un signal électromagnétique fourni par un oscillateur externe (oscillateur à quartz, laser…). Soumis à ce signal, l'atome peut absorber un photon, avec une probabilité qui dépend de l'écart entre la fréquence du signal et la fréquence de résonance atomique. La probabilité devient maximale lorsque les deux fréquences coïncident. Comme il est relativement facile de mesurer la proportion d'atomes ayant absorbé un photon, on obtient une information qui représente l'écart entre les deux fréquences. Cette information est alors utilisée pour corriger la fréquence de l'oscillateur et la maintenir constamment égale à la fréquence de résonance atomique. L'oscillateur externe fournit dès lors un signal périodique ultrastable qui peut définir une référence de temps. En 2005, les meilleures horloges atomiques, les fontaines atomiques à césium de l'Observatoire de Paris, atteignent une exactitude de 6.10−16 en valeur relative, soit une erreur de 1 seconde en 50 millions d'années.

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