Atome

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Atome

Un atome (grec ancien ŠľĄŌĄőŅőľőŅŌā [atomos], ¬ę qui ne peut √™tre divis√© ¬Ľ)[1] est la plus petite partie d'un corps simple pouvant se combiner chimiquement avec une autre. La th√©orie atomiste, qui soutient l'id√©e d'une mati√®re compos√©e de ¬ę grains ¬Ľ indivisibles (contre l'id√©e d'une mati√®re ind√©finiment s√©cable), est connue depuis l'Antiquit√©, et fut en particulier d√©fendue par Leucippe et son disciple D√©mocrite, philosophes de la Gr√®ce antique. Elle fut disput√©e jusqu'√† la fin du XIXe si√®cle, mais n'est plus au XXIe si√®cle l'objet de la moindre controverse. C'est en particulier sur cette notion d'atome que reposent les sciences de la mati√®re modernes. L'atome n'est cependant plus consid√©r√© comme un grain de mati√®re indivisible, depuis les exp√©riences de physique nucl√©aire ayant mis √† jour sa structure au d√©but du XXe si√®cle.

Un atome est constitu√© d'un noyau concentrant plus de 99,9 % de sa masse, autour duquel se distribuent des √©lectrons pour former un nuage 40 000 fois plus √©tendu que le noyau lui-m√™me. Ce dernier est constitu√© de protons, charg√©s positivement, et de neutrons, √©lectriquement neutres ; l'hydrog√®ne fait exception, car le noyau de son isotope 1H, appel√© protium, ne contient aucun neutron. Les √©lectrons occupent des orbitales atomiques en interaction avec le noyau via la force √©lectromagn√©tique, tandis que les nucl√©ons sont maintenus ensemble au sein du noyau par la liaison nucl√©aire, qui est une manifestation de l'interaction nucl√©aire forte. Le nuage √©lectronique est stratifi√© en niveaux d'√©nergie quantifi√©s autour du noyau d√©finissant des couches et des sous-couches √©lectroniques ; les nucl√©ons se r√©partissent √©galement en couches nucl√©aires, bien qu'un mod√®le approch√© assez commode popularise la structure nucl√©aire d'apr√®s le mod√®le de la goutte liquide.

Plusieurs atomes peuvent √©tablir des liaisons chimiques entre eux gr√Ęce √† leurs √©lectrons, et, d'une mani√®re g√©n√©rale, les propri√©t√©s chimiques des atomes sont d√©termin√©es par leur configuration √©lectronique, laquelle d√©coule du nombre de protons de leur noyau. Ce nombre, appel√© num√©ro atomique, d√©finit un √©l√©ment chimique.

Représentation d'un atome d'hélium 4 avec, apparaissant rosé au centre, le noyau atomique et, en dégradé de gris tout autour, le nuage électronique. Le noyau d'hélium 4, agrandi à droite, est formé de deux protons et de deux neutrons.
Sections transversales des premières orbitales de l'atome d'hydrogène, le code de couleurs représentant l'amplitude de probabilité de l'électron.

Sommaire

Structure

Ordres de grandeur

Le diam√®tre estim√© d'un atome ¬ę libre ¬Ľ (hors liaison covalente ou cristalline) est compris entre 62 pm (6,2√ó10-11 m) pour l'h√©lium et 596 pm (5,96√ó10-10 m) pour le c√©sium[2], tandis que celui d'un noyau atomique est compris entre 2,4 fm (2,4√ó10-15 m) pour l'isotope 1H et 14,8 fm (1,48√ó10-14 m) environ pour le nucl√©ide 238U[3]: le noyau d'un atome d'hydrog√®ne est donc environ 40 000 fois plus petit que l'atome d'hydrog√®ne lui-m√™me.

Le noyau concentre cependant l'essentiel de la masse de l'atome[4]: le noyau du lithium 7, par exemple, est environ 4 300 fois plus massif que les trois √©lectrons qui l'entourent, l'atome de 7Li lui-m√™me ayant une masse de l'ordre de 1,172√ó10‚ąí26 kg. Pour fixer les id√©es, la masse des atomes est comprise entre 1,674√ó10-27 kg pour le protium et 3,953√ó10-25 kg pour l'uranium 238, en s'en tenant aux isotopes qui ont une abondance significative dans le milieu naturel (il existe des noyaux plus lourds mais aussi bien plus instables que le nucl√©ide 238U).

Cette masse est g√©n√©ralement exprim√©e en unit√©s de masse atomique (¬ę uma ¬Ľ, ou ¬ę u ¬Ľ), d√©finie comme la douzi√®me partie de la masse d'un atome de 12C non li√© et √† son √©tat fondamental, soit 1 uma = 1,66054√ó10-27 kg ; dans cette unit√©, la masse du nucl√©ide 238U vaut 238,0507826 uma. Une unit√© alternative √©galement tr√®s employ√©e en physique des particules est l'√©lectron-volt divis√© par le carr√© de la vitesse de la lumi√®re (eV/c2), qui est homog√®ne √† une masse en vertu de la fameuse √©quation E = mc 2 de la relativit√© restreinte, et qui vaut 1 eV/c2 = 1,783√ó10-36 kg ; dans cette unit√©, la masse du noyau 238U est √©gale √† 221,7 GeV/c2.

Compte tenu de leur taille et de leur masse singuli√®rement r√©duites, les atomes sont toujours en tr√®s grand nombre d√®s qu'on manipule une quantit√© de mati√®re macroscopique. On d√©finit ainsi la mole comme √©tant la quantit√© de mati√®re constitu√©e par autant d'unit√©s √©l√©mentaires (atomes, mol√©cules, √©lectrons, etc.) qu'il y a d'atomes dans 12 g de carbone 12, soit pas moins de 6,022√ó1023 unit√©s √©l√©mentaires, ce qu'on appelle le nombre d'Avogadro.

Particules subatomiques

Articles d√©taill√©s : particule subatomique et physique des particules.

Bien que son √©tymologie signifie ¬ę indivisible ¬Ľ en grec ancien, un atome est en r√©alit√© constitu√© de particules √©l√©mentaires plus petites, et peut donc √™tre divis√© ; mais il constitue bien la plus petite unit√© indivisible d'un √©l√©ment chimique en tant que tel : en brisant, par exemple, un atome d'h√©lium, on obtiendra des √©lectrons, des protons et des neutrons, mais on n'aura plus un corps simple ayant les propri√©t√©s de l'h√©lium.

  • Le proton p+ est 1 836 fois plus massif que l'√©lectron (1,6726√ó10‚ąí27 kg, soit 938,27 MeV/c2) avec une charge √©lectrique positive de m√™me valeur absolue que celle de l'√©lectron (1,602√ó10‚ąí19 C).
  • Le neutron n0 est 1 838,5 fois plus massif que l'√©lectron (1,6749√ó10‚ąí27 kg, soit 939,57 MeV/c2), et est √©lectriquement neutre.

Le mod√®le standard de la physique des particules d√©crit les nucl√©ons comme des baryons compos√©s de particules √©l√©mentaires appel√©es quarks :

Les √©lectrons, quant √† eux, sont des leptons, qui constituent, avec les quarks, le groupe des fermions. La grande diff√©rence entre quarks et leptons est que seuls les premiers connaissent toutes les interactions √©l√©mentaires, y compris l'interaction nucl√©aire forte, dont les m√©diateurs sont des bosons de jauge appel√©s gluons ; les leptons ne connaissent que l'interaction faible (via les bosons Z0 et W¬Ī ) et l'interaction √©lectromagn√©tique (via les photons).

Toutes ces particules connaissent a priori √©galement l'interaction gravitationnelle, mais cette derni√®re n'a pas encore pu √™tre int√©gr√©e au mod√®le standard de la physique des particules ; son intensit√© √† l'√©chelle atomique est, quoi qu'il en soit, insignifiante compar√©e √† l'intensit√© des trois autres interactions.

Nuage électronique

Représentation schématique d'un puits de potentiel. L'énergie V(x) requise pour occuper chaque abscisse x confine à l'intervalle [x1,x2] toute particule pourvue de l'énergie E en ordonnée.
Article d√©taill√© : configuration √©lectronique.

L'essentiel des propri√©t√©s physiques et chimiques des atomes est d√Ľ √† leur nuage √©lectronique. C'est la compr√©hension de la nature et de la structure de ce nuage √©lectronique qui a ouvert la voie √† la compr√©hension de la structure de l'atome lui-m√™me et, in fine, a conduit au d√©veloppement de la physique des particules.

Le noyau atomique étant chargé positivement, il forme un puits de potentiel pour les électrons, qui sont chargés négativement. Ce puits de potentiel est constitué de niveaux d'énergie définis par des nombres quantiques dont la combinaison détermine des orbitales atomiques conférant aux fonctions d'onde correspondantes des dimensions et des formes caractéristiques.

Introduction au modèle de Schrödinger

L'√©lectron manifeste, comme tout objet quantique, une dualit√© onde-corpuscule, en vertu de laquelle il se comporte tant√īt comme une particule g√©om√©triquement d√©limit√©e occupant une position d√©termin√©e, tant√īt comme une onde susceptible de pr√©senter, par exemple, des ph√©nom√®nes d'interf√©rences. Ces deux aspects de l'√©lectron coexistent dans l'atome, bien que le mod√®le de Schr√∂dinger soit exclusivement ondulatoire[5]:

  • un √©lectron n'est jamais localis√© √† un endroit pr√©cis d'une trajectoire d√©finie autour de l'atome, mais distribu√© au sein d'une orbitale atomique avec une probabilit√© de pr√©sence √©gale au carr√© de la norme de sa fonction d'onde, laquelle est corr√©l√©e √† son √©tat quantique, ainsi qu'avec une phase d'√©lectron : c'est l'aspect ondulatoire.
  • cette distribution n'est pas statique, mais dynamique, en ce que l'√©lectron est pourvu, au sein de son orbitale atomique stationnaire, d'une quantit√© de mouvement et d'un moment angulaire orbital : c'est l'aspect corpusculaire.
Les cinq premières orbitales atomiques.

Par cons√©quent, un √©lectron ne peut pas ¬ę tomber sur le noyau ¬Ľ comme un objet tombe par terre, car cela signifierait que l'extension spatiale de sa fonction d'onde serait r√©duite √† un point, ce qui n'est le cas d'aucune fonction propre de l'√©quation de Schr√∂dinger : cette derni√®re impose, au contraire, qu'un √©lectron, au voisinage du noyau, se ¬ę dilue ¬Ľ dans un volume (une orbitale) √† la g√©om√©trie d√©termin√©e par les nombres quantiques qui satisfont cette √©quation. On peut donc consid√©rer qu'un √©lectron dans un atome est d√©j√† tomb√© sur le noyau, dans la mesure o√Ļ il est confin√© dans son voisinage par le puits de potentiel √©lectrostatique.

De surcro√ģt, la fonction d'onde d'un √©lectron n'est pas nulle √† l'int√©rieur du noyau, bien que sa probabilit√© de s'y trouver soit faible (le noyau est de taille tr√®s r√©duite compar√©e √† celle des orbitales atomiques). Les fonctions d'ondes possibles pour les √©lectrons d'un atome √©tant centr√©es sur le noyau, on peut donc dire que l'√©lectron est en fait tomb√© dans le noyau, bien qu'il ne s'y trouve que tr√®s peu : du point de vue quantique, plusieurs particules peuvent en effet occuper le m√™me espace en vertu de leur nature ondulatoire. Une fa√ßon imag√©e ‚ÄĒ mais approch√©e ‚ÄĒ de voir les choses est d'imaginer, par analogie, que la fonction d'onde de l'√©lectron serait comme ¬ę diffract√©e ¬Ľ par le noyau atomique, ce qui lui donnerait diff√©rentes formes, selon son √©tat quantique, par lesquelles la probabilit√© de pr√©sence de l'√©lectron atteindrait son maximum en certaines zones plus ou moins √©loign√©es du noyau ‚ÄĒ typiquement, plusieurs dizaines de milliers de fois le rayon nucl√©aire[6].

Principe d'exclusion de Pauli

Article d√©taill√© : principe d'exclusion de Pauli.

Chaque √©lectron est d√©crit, dans un atome, par un quadruplet de nombres quantiques (n,l,m,s) satisfaisant l'√©quation de Schr√∂dinger et appel√©s respectivement :

Le principe d'exclusion de Pauli stipule que deux fermions appartenant au m√™me syst√®me de fermions (ici, au m√™me atome) ne peuvent avoir tous leurs nombres quantiques √©gaux en m√™me temps. Ce principe est fondamental car il est √† l'origine de la configuration √©lectronique des atomes : les √©lectrons qui ¬ę s'empilent ¬Ľ dans l'atome doivent avoir chacun un √©tat quantique distinct des autres, ce qui explique que toutes les orbitales atomiques sont progressivement occup√©es de la plus li√©e √† la moins li√©e au noyau au fur et √† mesure qu'on ajoute des √©lectrons √† l'atome ; c'est le principe d'Aufbau (¬ę √©dification ¬Ľ en allemand) mat√©rialis√© par la r√®gle de Klechkowski, qui sous-tend l'agencement du tableau p√©riodique des √©l√©ments chimiques en blocs et en p√©riodes :


Sous-couche 1s     1 case quantique ‚Üí 2 √©lectrons     ‚Üí 2 √©l√©ments sur la 1√®re p√©riode    

Sous-couche 2s     1 case quantique ‚Üí 2 √©lectrons      
Sous-couche 2p     3 cases quantiques ‚Üí 6 √©lectrons     ‚Üí 8 √©l√©ments sur la 2√®me p√©riode    

Sous-couche 3s     1 case quantique ‚Üí 2 √©lectrons      
Sous-couche 3p     3 cases quantiques ‚Üí 6 √©lectrons     ‚Üí 8 √©l√©ments sur la 3√®me p√©riode    

Sous-couche 4s     1 case quantique ‚Üí 2 √©lectrons      
Sous-couche 3d     5 cases quantiques ‚Üí 10 √©lectrons      
Sous-couche 4p     3 cases quantiques ‚Üí 6 √©lectrons     ‚Üí 18 √©l√©ments sur la 4√®me p√©riode    

Sous-couche 5s     1 case quantique ‚Üí 2 √©lectrons      
Sous-couche 4d     5 cases quantiques ‚Üí 10 √©lectrons      
Sous-couche 5p     3 cases quantiques ‚Üí 6 √©lectrons     ‚Üí 18 √©l√©ments sur la 5√®me p√©riode    

Sous-couche 6s     1 case quantique ‚Üí 2 √©lectrons      
Sous-couche 4f     7 cases quantiques ‚Üí 14 √©lectrons      
Sous-couche 5d     5 cases quantiques ‚Üí 10 √©lectrons      
Sous-couche 6p     3 cases quantiques ‚Üí 6 √©lectrons     ‚Üí 32 √©l√©ments sur la 6√®me p√©riode    

Sous-couche 7s     1 case quantique ‚Üí 2 √©lectrons      
Sous-couche 5f     7 cases quantiques ‚Üí 14 √©lectrons      
Sous-couche 6d     5 cases quantiques ‚Üí 10 √©lectrons      
Sous-couche 7p     3 cases quantiques ‚Üí 6 √©lectrons     ‚Üí 32 √©l√©ments sur la 7√®me p√©riode    

Orbitales moléculaires

Article d√©taill√© : th√©orie de l'orbitale mol√©culaire.

Sa structure électronique confère à l'atome ses propriétés chimiques et magnétiques. Ainsi, les éléments chimiques sont communément classés dans un tableau périodique organisé en fonction de leurs propriétés chimiques et dont l'agencement est en réalité déterminé par la distribution des électrons sur les niveaux d'énergie des atomes.

Le recouvrement de deux orbitales atomiques appartenant chacune √† un atome distinct peut conduire √† la formation d'une orbitale mol√©culaire constituant une liaison chimique entre deux atomes ; si les orbitales atomiques en recouvrement appartiennent au m√™me atome, on dit qu'il y a hybridation.

Une orbitale mol√©culaire est dite liante lorsque les phases d'√©lectron des orbitales atomiques sont de m√™me signe (interf√©rence constructive) ; elle est dite antiliante lorsque les orbitales atomiques ont des phases de signe oppos√© (interf√©rence destructive).

Noyau atomique

Article d√©taill√© : noyau atomique.

Protons et neutrons forment un noyau atomique de dimension femtom√©trique. Le rayon nucl√©aire d'un atome dont le nombre de masse est A vaut environ \begin{smallmatrix}1,2\sqrt[3]{A}\end{smallmatrix}  fm, alors que l'atome lui-m√™me a un rayon de l'ordre de la centaine de picom√®tres (environ 35 000 √† 40 000 fois plus grand). Les protons √©tant charg√©s positivement, ils se repoussent au sein du noyau, mais l'intensit√© de cette r√©pulsion √©lectrostatique est tr√®s inf√©rieure √† celle de l'attraction entre nucl√©ons induite par l'interaction nucl√©aire forte √† des distances inf√©rieures √† 2,5 fm.

La g√©om√©trie des noyaux atomiques est g√©n√©ralement sph√©rique, bien que certains noyaux stables suffisamment massifs adoptent √©galement des formes sph√©ro√Įdes √©tir√©es en ballon de rugby ou, au contraire, aplaties. Certains noyaux instables, dits noyaux √† halo, sont caract√©ris√©s par un ou plusieurs nucl√©ons aux fonctions d'ondes tr√®s distendues, qui donnent au noyau des contours flous et un volume apparent tr√®s augment√© ; ces noyaux ont une coh√©sion nucl√©aire √† la limite extr√™me du champ d'action de l'interaction forte.

Dans le mod√®le de la goutte liquide, les protons tendent √† se repousser les uns les autres et, par cons√©quent, √† se concentrer vers l'ext√©rieur des noyaux (aux ¬ę p√īles ¬Ľ ou √† l'¬ę √©quateur ¬Ľ dans le cas de sph√©ro√Įdes), tandis que les neutrons tendent √† s'accumuler au centre du noyau. Des dizaines de mod√®les ont √©t√© propos√©s afin d'expliquer les donn√©es exp√©rimentales sur la nature et la structure des noyaux atomiques, mais aucun, √† ce jour, ne suffit seul √† rendre compte de l'ensemble des observations[7].

Le volume nucl√©aire, estim√© exp√©rimentalement par des techniques de diffraction de faisceaux d'√©lectrons, correspond √† peu pr√®s √† l'empilement de sph√®res dures repr√©sentant les nucl√©ons, avec une densit√© nucl√©aire constante, ce qui se conceptualise tr√®s bien avec le mod√®le de la goutte liquide. N√©anmoins, certaines propri√©t√©s quantiques de la structure nucl√©aire semblent mieux d√©crites par le mod√®le en couches, √©labor√© par les physiciens allemands Maria Goeppert-Mayer et Hans Daniel Jensen, qui ont obtenu le prix Nobel de physique en 1963 pour cette avanc√©e. Leur mod√®le consid√®re les nucl√©ons comme des fermions soumis au principe d'exclusion de Pauli et r√©partis sur des niveaux d'√©nergie quantifi√©s ‚ÄĒ les ¬ę couches nucl√©aires ¬Ľ ‚ÄĒ de fa√ßon similaire aux √©lectrons √† l'√©chelle de l'atome. Dans le noyau, protons et neutrons constituent deux populations de fermions distinctes vis-√†-vis du principe d'exclusion de Pauli.

L'analogie avec les électrons a cependant ses limites, car, si les électrons interagissent entre eux et avec le noyau via l'interaction électromagnétique, les nucléons interagissent entre eux essentiellement via l'interaction nucléaire forte et l'interaction faible. Les niveaux d'énergie au sein du noyau ont ainsi une distribution différente de celle des niveaux d'énergie des électrons d'un atome. De plus, les phénomènes de couplage spin-orbite sont bien plus sensibles pour les nucléons que pour les électrons, ce qui redistribue les sous-couches nucléaires en fonction du spin (indiqué en indice dans le tableau ci-dessous)[8]:


Sous-couche 1s 1/2     2 √©tats     ‚Üí 1re couche : nombre magique = 2    

Sous-couche 1p 3/2 4 √©tats  
Sous-couche 1p 1/2 2 √©tats ‚Üí 2e couche : nombre magique = 8

Sous-couche 1d 5/2 6 √©tats  
Sous-couche 2s 1/2 2 √©tats  
Sous-couche 1d 3/2 4 √©tats ‚Üí 3e couche : nombre magique = 20

Sous-couche 1f 7/2 8 √©tats ‚Üí 4e couche : nombre magique = 28

Sous-couche 1p 3/2 4 √©tats  
Sous-couche 1f 5/2 6 √©tats  
Sous-couche 2p 1/2 2 √©tats  
Sous-couche 1g 9/2 10 √©tats ‚Üí 5e couche : nombre magique = 50

Sous-couche 1g 7/2 8 √©tats  
Sous-couche 2d 5/2 6 √©tats  
Sous-couche 2d 3/2 4 √©tats  
Sous-couche 3s 1/2 2 √©tats  
Sous-couche 1h 11/2 12 √©tats ‚Üí 6e couche : nombre magique = 82

Sous-couche 1h 9/2 10 √©tats  
Sous-couche 2f 7/2 8 √©tats  
Sous-couche 2f 5/2 6 √©tats  
Sous-couche 3p 3/2 4 √©tats  
Sous-couche 3p 1/2 2 √©tats  
Sous-couche 1i 13/2 14 √©tats ‚Üí 7e couche : nombre magique = 126

Sous-couche 2g 9/2 10 √©tats  
Sous-couche 3d 5/2 6 √©tats  
Sous-couche 1i 11/2 12 √©tats  
Sous-couche 2g 7/2 8 √©tats  
Sous-couche 4s 1/2 2 √©tats  
Sous-couche 3d 3/2 4 √©tats  
Sous-couche 1j 15/2 16 √©tats ‚Üí 8e couche : nombre magique = 184

La saturation d'une couche nucl√©aire conf√®re au noyau atomique une stabilit√© sup√©rieure √† celle calcul√©e par la formule de Weizs√§cker, issue du mod√®le de la goutte liquide ‚ÄĒ ce qui n'est pas sans rappeler l'inertie chimique des gaz rares, caract√©ris√©s par la saturation de leur sous-couche √©lectronique p p√©riph√©rique. Le nombre de nucl√©ons d'une population donn√©e correspondant √† la saturation d'une couche nucl√©aire est appel√© ¬ę nombre magique ¬Ľ ; le noyau du plomb 208, qui est le plus lourd des isotopes stables, est ainsi constitu√© de 82 protons et 126 neutrons : 82 et 126 sont deux nombres magiques, ce qui explique la stabilit√© de ce nucl√©ide par rapport √† ceux qui n'en diff√®rent que d'un ou deux nucl√©ons.

Classification

  1 2   3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18
1 H He
2 Li Be B C N O F Ne
3 Na Mg Al Si P S Cl Ar
4 K Ca   Sc Ti V Cr Mn Fe Co Ni Cu Zn Ga Ge As Se Br Kr
5 Rb Sr   Y Zr Nb Mo Tc Ru Rh Pd Ag Cd In Sn Sb Te I Xe
6 Cs Ba * Lu Hf Ta W Re Os Ir Pt Au Hg Tl Pb Bi Po At Rn
7 Fr Ra * Lr Rf Db Sg Bh Hs Mt Ds Rg Cn Uut Uuq Uup Uuh Uus Uuo
  ‚Üď  
  * La Ce Pr Nd Pm Sm Eu Gd Tb Dy Ho Er Tm Yb  
  * Ac Th Pa U Np Pu Am Cm Bk Cf Es Fm Md No  
 
  Tableau p√©riodique des √©l√©ments chimiques  

Les atomes font le lien entre physique et chimie, de sorte que les notions relatives à ces deux domaines des sciences se recouvrent à leur sujet. Ainsi, en physique nucléaire, on appelle nucléide un noyau atomique défini par un nombre déterminé de protons et de neutrons, terme souvent confondu avec la notion équivalente d'isotope, qui relève davantage de la chimie.

Un √©l√©ment chimique se d√©finit comme l'ensemble des atomes dont le noyau comporte un nombre donn√© de protons. Ainsi, tous les atomes n'ayant qu'un seul proton dans leur noyau sont des atomes d'hydrog√®ne : le protium 1H (seul nucl√©ide stable sans aucun neutron), le deut√©rium 2H (stable, avec √©galement un neutron), le tritium 3H (radioactif, avec deux neutrons), etc. Ces nucl√©ides sont des isotopes de l'hydrog√®ne, car leur noyau compte le m√™me nombre de protons mais un nombre diff√©rent de neutrons.

La classification des atomes suit donc celle des √©l√©ments chimiques, dont les propri√©t√©s chimiques ‚ÄĒ mais aussi physiques ‚ÄĒ pr√©sentent une p√©riodicit√© d√©couverte au XIXe si√®cle et √† l'origine du tableau p√©riodique des √©l√©ments. On emploie indiff√©remment les termes isotope stable et nucl√©ide stable, radioisotope et radionucl√©ide, ou encore √©l√©ment superlourd et atome superlourd.

Propriétés

Noyaux atomiques

Moment magnétique nucléaire

Précession de Larmor d'un proton soumis à un champ magnétique B0.

Les particules √©l√©mentaires poss√®dent un nombre quantique appel√© spin analogue √† un moment angulaire et mesur√© en unit√©s de constante de Planck r√©duite (parfois appel√©e ¬ę constante de Dirac ¬Ľ) d√©sign√©e par le symbole ńß, qui se lit ¬ę h barre ¬Ľ. C'est √©galement le cas des protons et des neutrons du noyau atomique, dont la r√©sultante des spins se manifeste par un moment magn√©tique nucl√©aire. La valeur de ce dernier est sp√©cifique √† chaque noyau ; √† l'√©tat fondamental, elle est nulle pour les nucl√©ides ayant √† la fois un nombre pair de protons et un nombre pair de neutrons.

Cette propri√©t√© est mise √† profit en imagerie par r√©sonance magn√©tique (IRM), fond√©e sur la r√©sonance magn√©tique nucl√©aire (RMN) : un mat√©riau soumis d'une part √† un rayonnement √©lectromagn√©tique, et d'autre part √† un champ magn√©tique intense (de l'ordre du tesla) qui oriente les noyaux atomiques dans une direction privil√©gi√©e (mais en les s√©parant en deux populations correspondant aux deux sens de cette direction), absorbe une partie du rayonnement √©lectromagn√©tique √† une fr√©quence d√©termin√©e par le rapport gyromagn√©tique du noyau cibl√©, ce qui permet de d√©terminer par spectroscopie la concentration spatiale de ce noyau ‚ÄĒ typiquement dans le domaine des radiofr√©quences pour les champs magn√©tiques ne d√©passant pas 20 T.

√Čnergie de liaison nucl√©aire

Article d√©taill√© : √©nergie de liaison nucl√©aire.

La liaison nucl√©aire est g√©n√©ralement d√©crite comme une manifestation r√©siduelle entre nucl√©ons de l'interaction nucl√©aire forte qui maintient ensemble les quarks constituant les nucl√©ons. L'√©nergie de liaison nucl√©aire est d√©finie comme l'√©nergie n√©cessaire pour arracher un nucl√©on quelconque au noyau consid√©r√©. Elle est de l'ordre de quelques m√©ga√©lectron-volts par nucl√©on, partant de 0 (par d√©finition) pour le protium 1H pour atteindre 7,57 MeV/A avec l'uranium 238 en passant par un maximum √† 8,795 MeV/A pour le nickel 62[9]. Cette propri√©t√© fondamentale explique pourquoi ce sont uniquement les atomes l√©gers qui lib√®rent de l'√©nergie par fusion nucl√©aire tandis que ce sont uniquement les atomes lourds qui lib√®rent de l'√©nergie par fission nucl√©aire :

  • La fusion nucl√©aire survient lorsque des nucl√©ons ou des noyaux atomiques s'assemblent pour former un noyau atomique plus gros. Si l'√©nergie de liaison nucl√©aire par nucl√©on est plus √©lev√©e dans le nouveau noyau, il y a lib√©ration d'√©nergie : c'est le cas dans les √©toiles jusqu'au nickel 56, au niveau duquel s'arr√™te la nucl√©osynth√®se stellaire ; le 56Ni √©tant instable, il se d√©sint√®gre en fer 56, qui est stable. La nucl√©osynth√®se ne se poursuit pas au-del√† du nickel car le nucl√©ide qui serait alors form√©, le 60Zn, a une √©nergie de liaison nucl√©aire par nucl√©on inf√©rieure √† celle du 56Ni, et sa formation consommerait de l'√©nergie au lieu d'en lib√©rer : c'est essentiellement √† la toute fin de vie des √©toiles, m√™me de taille modeste, et particuli√®rement lors de l'explosion en supernovae des grosses √©toiles, que les √©l√©ments plus lourds que le fer et le nickel sont form√©s.

Stabilité nucléaire

La physique des noyaux atomiques est gouvern√©e par les trois interactions fondamentales du mod√®le standard de la physique des particules : l'interaction forte, l'interaction faible et l'l'interaction √©lectromagn√©tique. Chaque noyau atomique est d√©fini par le nombre de protons et de neutrons qu'il contient, ainsi que par son √©nergie totale, l'ensemble d√©finissant les diff√©rents ¬ę arrangements ¬Ľ des particules selon lesquels l'√©nergie totale du syst√®me peut √™tre distribu√©e. Plus il y a d'arrangements possibles et plus le syst√®me est stable : l'√©tat pr√©sentant le plus grand nombre d'arrangements possibles est appel√© √©tat fondamental ; c'est celui vers lequel tendent tous les autres √©tats de ce syst√®me.

Toute transition d'un √©tat du syst√®me vers un autre requiert une √©nergie d'activation, fournie, dans le cas des noyaux atomiques, par les fluctuations du vide quantique. Lorsque de telles fluctuations suffisent √† faire basculer un noyau atomique d'un √©tat donn√© vers un √©tat d'√©nergie inf√©rieure, ce noyau est dit instable : on a affaire √† un radionucl√©ide. Jusqu'au calcium (Z = 20), les √©l√©ments chimiques ont des isotopes stables pour lesquels le nombre N de neutrons est √† peu pr√®s √©gal au nombre Z de protons, tandis qu'au-del√† de Z = 20 le ratio N/Z tend vers 3/2. Les isotopes instables, appel√© radioisotopes, connaissent une d√©sint√©gration radioactive qui leur permet de se rapprocher d'un √©tat de plus grande stabilit√©.

Radioactivité

Article d√©taill√© : radioactivit√©.
Article connexe : radioisotope.
La vallée de stabilité des nucléides diverge de la diagonale N = Z dès Z = 20.

La radioactivit√© d√©signe l'ensemble des ph√©nom√®nes physiques par lesquels un nucl√©ide instable r√©organise sa structure nucl√©aire afin de gagner en stabilit√©. Ces ph√©nom√®nes de d√©sint√©gration radioactive peuvent √™tre les suivants :

  • Fission spontan√©e : un gros noyau atomique ¬ę explose ¬Ľ en au moins deux fragments plus petits, avec √©mission de neutrons. Ce type de d√©sint√©gration est observ√© notamment lorsque le ratio Z2/A est au moins √©gal √† 45 (c'est par exemple le cas du 252Cf).

Chaque radioisotope est caract√©ris√© par une p√©riode radioactive, qui correspond au temps n√©cessaire pour que la moiti√© des atomes de cet isotope se soit d√©sint√©gr√©e. Un m√™me nucl√©ide peut conna√ģtre plusieurs modes de d√©sint√©gration, la proportion relative de chacun de ces modes √©tant appel√©e rapport de branchement.

Îlot de stabilité

Localisation th√©orique de l'√ģlot de stabilit√©.
Article d√©taill√© : √ģlot de stabilit√©.
Article connexe : superactinide.

Certaines th√©ories extrapolent les r√©sultats du mod√®le en couches et les propri√©t√©s des nombres magiques en pr√©disant l'existence d'un √ģlot de stabilit√© parmi les nucl√©ides superlourds, pour un nombre magique de 184 neutrons et ‚ÄĒ selon les th√©ories et les mod√®les ‚ÄĒ 114, 120, 122 ou 126 protons. Une approche plus moderne de la stabilit√© nucl√©aire montre toutefois, par des calculs fond√©s sur l'effet tunnel, que, si de tels noyaux superlourds doublement magiques seraient probablement stables du point de vue de la fission spontan√©e, ils devraient cependant conna√ģtre des d√©sint√©grations őĪ avec une p√©riode radioactive de quelques microsecondes[10],[11].,[12] Un √ģlot de relative stabilit√© pourrait n√©anmoins exister autour du darmstadtium 293, correspondant aux nucl√©ides d√©finis par Z compris entre 104 et 116, et N compris entre 176 et 186 : ces √©l√©ments pourraient avoir des isotopes pr√©sentant des p√©riodes radioactives atteignant quelques minutes.

Limite à la taille des noyaux

Article d√©taill√© : √©l√©ments de la p√©riode 8.

Le plus lourd des nucl√©ides synth√©tis√©s jusqu'√† pr√©sent est l'isotope 294118[13],[14],[15],[16],[17] et les recherches se poursuivent au GSI afin de produire l'isotope 302120. On ignore pr√©cis√©ment jusqu'√† combien de nucl√©ons un noyau atomique peut contenir : on estime habituellement la limite d'observabilit√© exp√©rimentale √† environ Z ‚Čą 130[18] et la limite th√©orique √† Z = 173 : un 174√®me proton (ou neutron) conf√©rerait √† la couche nucl√©aire 1s1/2 une √©nergie de ‚Äď 511 keV, √©gale √† la masse au repos d'un √©lectron ou d'un positron ; un tel noyau serait donc instable par rapport √† la d√©sint√©gration ő≤[19],[20].

Nuage électronique

Si les propriétés nucléaires de l'atome (masse, énergie nucléaire, radioactivité...) relèvent de la physique, et particulièrement de la physique nucléaire et de la physique des particules, les propriétés des nuages électroniques des atomes (taille, énergie d'ionisation, conductivité électrique, valence...) relèvent essentiellement de la chimie et de la science des matériaux.

Taille des atomes

Le nuage √©lectronique d'un atome n'a pas de dimensions bien d√©finies car il consiste en une superposition d'orbitales atomiques de nature probabiliste. Il n'existe donc pas de d√©finition unique ni de mesure d√©finitive de la taille des atomes : celle-ci est g√©n√©ralement d√©finie en termes de distance moyenne entre noyaux d'atomes li√©s entre eux, mais cette distance varie en fonction de la nature chimique des atomes environnants, du nombre et de la g√©om√©trie des liaisons dans lesquelles l'atome est engag√©, ou encore de la nature de ces liaisons (m√©tallique, covalente, ionique...). Une valeur th√©orique de l'extension des orbitales atomiques peut n√©anmoins √™tre calcul√©e pour chaque noyau atomique, ce qui donne une valeur en exc√®s par rapport aux m√©thodes empiriques fond√©es sur la g√©om√©trie des mailles cristallines, ou aux mesures effectu√©es sur des mol√©cules :


H
53
  He
31
Li
167
Be
112
  B
87
C
67
N
56
O
48
F
42
Ne
38
Na
190
Mg
145
  Al
118
Si
111
P
98
S
88
Cl
79
Ar
71
K
243
Ca
194
  Sc
184
Ti
176
V
171
Cr
166
Mn
161
Fe
156
Co
152
Ni
149
Cu
145
Zn
142
Ga
136
Ge
125
As
114
Se
103
Br
94
Kr
88
Rb
265
Sr
219
  Y
212
Zr
206
Nb
198
Mo
190
Tc
183
Ru
178
Rh
173
Pd
169
Ag
165
Cd
161
In
156
Sn
145
Sb
133
Te
123
I
115
Xe
108
Cs
298
Ba
253
 *  Lu
217
Hf
208
Ta
200
W
193
Re
188
Os
185
Ir
180
Pt
177
Au
174
Hg
171
Tl
156
Pb
154
Bi
143
Po
135
At
n.d.
Rn
120
Fr
n.d.
Ra
n.d.
 *  Lw
n.d.
Rf
n.d.
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n.d.
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n.d.
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n.d.
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n.d.
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n.d.
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Uuo
n.d.
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n.d.
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n.d.
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n.d.
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n.d.
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n.d.
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n.d.
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n.d.
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n.d.
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n.d.
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n.d.
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n.d.
Bk
n.d.
Cf
n.d.
Es
n.d.
Fm
n.d.
Md
n.d.
Nb
n.d.
 
 
  Tableau p√©riodique des √©l√©ments indiquant leur rayon atomique th√©orique[21] en picom√®tres  


Au-del√† des valeurs num√©riques, qui ne doivent √™tre vues ici que comme indicatives, ce tableau permet d'illustrer deux tendances :

  • En parcourant une p√©riode (ligne du tableau) de gauche √† droite, la taille des atomes diminue en raison de l'attraction croissante du noyau atomique, de plus en plus charg√© positivement, qui limite l'extension spatiale des orbitales atomiques, charg√©es n√©gativement, en les rapprochant du noyau.

La contraction des lanthanides illustre bien ce dernier ph√©nom√®ne, et est √† l'origine du fait que les atomes des m√©taux de transition des cinqui√®me et sixi√®me p√©riodes ont des tailles √† peu pr√®s √©gales : √† peine deux picom√®tres de plus pour le hafnium et le tantale que pour le zirconium et le niobium ; il s'ensuit une augmentation sensible de la masse volumique des m√©taux correspondants, par exemple 6,5 et 13,3 g/cm3 respectivement pour le zirconium et le hafnium ‚ÄĒ soit plus qu'un doublement.

Liaisons chimiques

Mod√®le de mol√©cule de th√©obromine, un alcalo√Įde important du chocolat. Les couleurs des atomes sont conventionnelles :
  - noir ou anthracite pour le carbone
  - bleu pour l'azote
  - rouge pour l'oxyg√®ne
  - blanc ou gris clair pour l'hydrog√®ne.

L'une des propri√©t√©s les plus remarquables des atomes est leur propension √† former toute une vari√©t√© de liaisons chimiques avec d'autres atomes, afin de constituer des √©difices mol√©culaires, des cristaux, voire des agr√©gats atomiques (clusters, ¬ę superatomes ¬Ľ). Ces liaisons r√©sultent du recouvrement d'orbitales atomiques appartenant √† deux atomes pour former une orbitale mol√©culaire occup√©e par deux √©lectrons provenant chacun d'un des deux atomes engag√©s dans la liaison (on parle dans ce cas de liaison covalente), mais peuvent aussi provenir de l'attraction √©lectrostatique entre atomes de charge √©lectrique oppos√©e (un cation positif et un anion n√©gatif : on parle alors de liaison ionique).

La r√©activit√© chimique des atomes d√©pend du nombre d'√©lectrons qu'ils poss√®dent dans leurs sous-couches √©lectroniques p√©riph√©riques (sous-couches s et p) ‚ÄĒ les √©lectrons de valence. En vertu de la r√®gle de l'octet, chaque atome tend en effet √† atteindre un √©tat o√Ļ ses sous-couches s et p p√©riph√©riques sont satur√©es d'√©lectrons : deux √©lectrons dans la sous-couche s et six √©lectrons dans la sous-couche p. Par exemple, l'hydrog√®ne n'a qu'un unique √©lectron dans sa sous-couche 1s, de sorte qu'il s'associe avec un autre atome pour acqu√©rir le second √©lectron qu'il manque √† cette sous-couche pour √™tre satur√©e : on dit que l'hydrog√®ne est monovalent. L'oxyg√®ne, lui, a quatre √©lectrons dans sa sous-couche 2p, et s'associe donc avec deux autres atomes pour acqu√©rir les deux √©lectrons qui manquent √† cette sous-couche pour √™tre satur√©e : l'oxyg√®ne est donc divalent. Le carbone, ayant deux √©lectrons dans sa sous-couche 2p, est t√©travalent. Les gaz rares les plus l√©gers tels que l'h√©lium et le n√©on, avec respectivement deux √©lectrons dans la sous-couche 1s et six √©lectrons dans la sous-couche 2p, sont √† peu pr√®s inertes chimiquement car leur configuration √©lectronique est d√©j√† satur√©e d'√©lectrons de valence ‚ÄĒ mais il existe une chimie des gaz rares concernant les gaz rares plus lourds, qui pr√©sentent une r√©activit√© chimique non nulle en raison de l'√©crantage du noyau par les √©lectrons de cŇďur qui rend les √©lectrons p√©riph√©riques plus mobilisables.

La liaison covalente est une liaison forte : celle qui unit les deux atomes d'iode de la mol√©cule I2 n'est que de 151 kJ/mol, mais atteint 436 kJ/mol pour la mol√©cule H2, 498 kJ/mol pour O2, et 945 kJ/mol pour N2.

Nature métallique, semiconductrice et isolante d'un matériau selon la théorie des bandes.

Un autre type de liaison chimique s'observe dans les m√©taux : la liaison m√©tallique. Les atomes m√©talliques ont en effet la propri√©t√©, lorsqu'ils s'assemblent, de faire appara√ģtre, par recouvrement de leurs orbitales atomiques p√©riph√©riques, une ¬ę bande de conduction ¬Ľ qui peut √™tre occup√©e par des √©lectrons d√©localis√©s (on parle ¬ę d'aromaticit√© m√©tallique ¬Ľ) issus des orbitales les moins li√©es de ces atomes ; la conductivit√© √©lectrique des m√©taux r√©sulte du fait qu'il existe un nombre bien plus √©lev√© de configurations √©lectroniques possibles (on parle de densit√© d'√©tats √©lectroniques) qu'il y a d'√©lectrons dans cette bande de conduction, de sorte que ces derniers y constituent un ¬ę gaz d'√©lectrons ¬Ľ.

Des atomes appartenant √† des mol√©cules distinctes peuvent √©galement interagir avec leur nuage √©lectronique autrement que par liaison covalente ou ionique. Ainsi, un atome d'halog√®ne d√©ficitaire en √©lectrons et facilement polarisable peut former une liaison halog√®ne avec les atomes ou groupements fonctionnels riches en √©lectrons, tels que des d√©riv√©s oxyg√©n√©s ou azot√©s. De m√™me, une mol√©cule ayant un atome d'hydrog√®ne acide peut former une liaison faible (de 5 √† 20 kJ/mol) avec un atome √©lectron√©gatif ayant des doublets non liants. Enfin, l'interaction des moments dip√īlaires de deux atomes est √† l'origine de la force de van der Waals, dont la force est du m√™me ordre de grandeur que celle de la liaison hydrog√®ne.

√Člectron√©gativit√© et affinit√© √©lectronique

Compte tenu de leur configuration électronique, certains atomes auront davantage tendance que d'autres à attirer des électrons en formant des liaisons chimiques covalentes. Cette propriété est appelée l'électronégativité d'un atome. Elle dépend en premier lieu de leur nombre de masse et, corrélativement, de l'intensité de la liaison entre le noyau atomique et des électrons de valence. Elle est généralement évaluée à l'aide de l'échelle de Pauling, du nom de Linus Pauling qui la mit au point en 1932[22]. D'autres méthodes d'évaluation donnent des résultats légèrement différents, mais toutes révèlent les mêmes tendances à travers le tableau périodique.


H
2,20
  He
n.d.
Li
0,98
Be
1,57
  B
2,04
C
2,55
N
3,04
O
3,44
F
3,98
Ne
n.d.
Na
0,93
Mg
1,31
  Al
1,61
Si
1,90
P
2,19
S
2,58
Cl
3,16
Ar
n.d.
K
0,82
Ca
1,00
  Sc
1,36
Ti
1,54
V
1,63
Cr
1,66
Mn
1,55
Fe
1,83
Co
1,88
Ni
1,91
Cu
1,90
Zn
1,65
Ga
1,81
Ge
2,01
As
2,18
Se
2,55
Br
2,96
Kr
3,0
Rb
0,82
Sr
0,95
  Y
1,22
Zr
1,33
Nb
1,6
Mo
2,16
Tc
1,9
Ru
2,2
Rh
2,28
Pd
2,20
Ag
1,93
Cd
1,69
In
1,78
Sn
1,96
Sb
2,05
Te
2,1
I
2,66
Xe
2,6
Cs
0,79
Ba
0,89
 *  Lu
1,27
Hf
1,3
Ta
1,5
W
2,36
Re
1,9
Os
2,2
Ir
2,20
Pt
2,28
Au
2,54
Hg
2,0
Tl
1,62
Pb
2,33
Bi
2,02
Po
2,0
At
2,2
Rn
2,2
Fr
0,7
Ra
0,9
 *  Lw
1,3
Rf
n.d.
Db
n.d.
Sg
n.d.
Bh
n.d.
Hs
n.d.
Mt
n.d.
Ds
n.d.
Rg
n.d.
Cn
n.d.
Uut
n.d.
Uuq
n.d.
Uup
n.d.
Uuh
n.d.
Uus
n.d.
Uuo
n.d.
  ‚Üď  
  * La
1,1
Ce
1,12
Pr
1,13
Nd
1,14
Pm
1,13
Sm
1,17
Eu
1,2
Gd
1,2
Tb
1,1
Dy
1,22
Ho
1,23
Er
1,24
Tm
1,25
Yb
1,1
 
  * Ac
1,1
Th
1,3
Pa
1,5
U
1,38
Np
1,26
Pu
1,28
Am
1,13
Cm
1,28
Bk
1,3
Cf
1,3
Es
1,3
Fm
1,3
Md
1,3
Nb
1,3
 
 
  Tableau p√©riodique des √©l√©ments indiquant leur √©lectron√©gativit√© selon l'√©chelle de Pauling  


La lecture de ce tableau permet de d√©gager deux tendances principales :

  • Lorsqu'on parcourt de haut en bas une colonne du tableau, l'√©lectron√©gativit√© diminue car les √©lectrons de valence sont s√©par√©s du noyau par un nombre croissant de sous-couches √©lectroniques et sont donc de moins en moins li√©s √† lui, d'o√Ļ une affinit√© d'intensit√© d√©croissante.
  • Lorsqu'on parcourt de gauche √† droite une p√©riode du tableau, l'√©lectron√©gativit√© est minimale √† gauche et maximale √† droite ; cela provient du fait que les alcalins ont plut√īt tendance √† perdre un √©lectron qu'√† en gagner pour acqu√©rir la configuration √©lectronique d'un gaz rare, tandis que les halog√®nes ont fortement tendance √† gagner un √©lectron pour saturer leur sous-couche p et acqu√©rir la configuration √©lectronique d'un gaz rare.

Le cas des gaz rares eux-m√™mes est particulier car les plus l√©gers d'entre eux sont chimiquement inertes, une v√©ritable chimie des gaz rares n'existant que pour le krypton et, surtout, le x√©non ‚ÄĒ le radon est trop radioactif pour pr√©senter une chimie significative.

L'√©lectron√©gativit√© n'est pas une notion atomique absolue, mais plut√īt une propri√©t√© chimique relative aux atomes engag√©s dans une liaison avec d'autres atomes. La propri√©t√© atomique stricto sensu correspondant √† l'√©lectron√©gativit√© est appel√©e affinit√© √©lectronique et correspond √† l'√©nergie lib√©r√©e par l'adjonction d'un √©lectron √† un atome neutre pour former un anion. Il s'agit donc d'une grandeur physique mesurable, contrairement √† l'√©lectron√©gativit√©.


H
73
  He
*
Li
60
Be
*
  B
27
C
122
N
*
O
141
F
328
Ne
*
Na
53
Mg
*
  Al
42
Si
134
P
72
S
200
Cl
349
Ar
*
K
48
Ca
2
  Sc
18
Ti
8
V
51
Cr
65
Mn
*
Fe
15
Co
64
Ni
112
Cu
119
Zn
*
Ga
41
Ge
119
As
79
Se
195
Br
324
Kr
*
Rb
47
Sr
5
  Y
30
Zr
41
Nb
86
Mo
72
Tc
*
Ru
101
Rh
110
Pd
56
Ag
126
Cd
*
In
39
Sn
107
Sb
101
Te
190
I
295
Xe
*
Cs
46
Ba
14
 *  Lu
33
Hf
n.d.
Ta
31
W
79
Re
*
Os
104
Ir
150
Pt
205
Au
223
Hg
*
Tl
36
Pb
35
Bi
91
Po
n.d.
At
n.d.
Rn
*
Fr
n.d.
Ra
n.d.
 *  Lw
n.d.
Rf
n.d.
Db
n.d.
Sg
n.d.
Bh
n.d.
Hs
n.d.
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n.d.
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n.d.
Rg
n.d.
Cn
n.d.
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n.d.
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n.d.
Uup
n.d.
Uuh
n.d.
Uus
n.d.
Uuo
n.d.
  ‚Üď  
  * La
45
Ce
92
Pr
n.d.
Nd
n.d.
Pm
n.d.
Sm
n.d.
Eu
n.d.
Gd
n.d.
Tb
n.d.
Dy
n.d.
Ho
n.d.
Er
n.d.
Tm
99
Yb
n.d.
 
  * Ac
n.d.
Th
n.d.
Pa
n.d.
U
n.d.
Np
n.d.
Pu
n.d.
Am
n.d.
Cm
n.d.
Bk
n.d.
Cf
n.d.
Es
n.d.
Fm
n.d.
Md
n.d.
Nb
n.d.
 
 
  Tableau p√©riodique des √©l√©ments indiquant leur affinit√© √©lectronique en kJ/mol.  


Les valeurs représentées par un astérisque dans le tableau ci-dessus sont voisines de zéro d'après l'interprétation quantique de la configuration électronique des atomes correspondants. On note que l'affinité électronique ne présente pas la périodicité régulière de l'électronégativité, mais qu'elle est tout de même la plus élevée pour les halogènes et sensiblement plus faible pour les métaux alcalins et, surtout, alcalino-terreux.

Magnétisme

Orientation des moments magnétiques des atomes dans un matériau ferromagnétique.
Lévitation par effet Meissner d'un aimant au-dessus d'un matériau supraconducteur refroidi à l'azote liquide.
Articles d√©taill√©s : spin, champ magn√©tique et magn√©tisme.

Comme les nucl√©ons, les √©lectrons poss√®dent un spin, analogue √† un moment angulaire, intrins√®que √† chaque √©lectron, auquel se superpose un moment angulaire orbital, repr√©sent√© par le nombre quantique secondaire, g√©n√©r√© par la distribution probabiliste de l'√©lectron dans son orbitale atomique, qui s'assimile √† un ¬ę mouvement ¬Ľ. Ces deux moments angulaires se combinent pour constituer un champ magn√©tique autour de l'atome. Lorsque deux √©lectrons occupent une case quantique de l'atome, ils ont chacun un spin oppos√© en vertu du principe d'exclusion de Pauli, ce qui annule le moment angulaire r√©sultant ; mais les atomes et les ions qui ont un nombre impair d'√©lectrons ont par cons√©quent un moment magn√©tique r√©sultant non nul provenant du spin de leurs √©lectrons.

Les mat√©riaux ferromagn√©tiques ont la particularit√© d'orienter dans la m√™me direction les moments magn√©tiques de leurs atomes par interaction d'√©change, ce qui cr√©e un champ magn√©tique macroscopique : c'est le cas, par exemple, de la magn√©tite Fe3O4. Certains mat√©riaux orientent au contraire les moments magn√©tiques de leur atomes dans des directions alternativement oppos√©es, ce qu'on appelle ¬ę antiferromagn√©tisme ¬Ľ.

Les mat√©riaux paramagn√©tiques r√©v√®lent leur magn√©tisme intrins√®que uniquement sous l'effet d'un champ magn√©tique ext√©rieur, qui aligne le moment magn√©tique de leurs atomes tant qu'il est pr√©sent (susceptibilit√© magn√©tique positive) ; d√®s que ce champ magn√©tique ext√©rieur cesse d'√™tre appliqu√©, la magn√©tisation d'un mat√©riau paramagn√©tique dispara√ģt. Les atomes ayant des √©lectrons non appari√©s dans leurs sous-couches d et f ont des propri√©t√©s magn√©tiques intenses car ces √©lectrons sont fortement localis√©s ; en particulier, les lanthanides font des aimants particuli√®rement puissants en raison de leur moment magn√©tique induit par jusqu'√† sept √©lectrons non appari√©s ‚ÄĒ notamment le n√©odyme et le samarium. Il existe une m√©thode d'analyse spectroscopique sous champ magn√©tique analogue √† la r√©sonance magn√©tique nucl√©aire (RMN) qui fait intervenir le spin des √©lectrons au lieu de celui des noyaux : la r√©sonance paramagn√©tique √©lectronique (√©galement appel√©e de fa√ßon plus propre ¬ę r√©sonance de spin √©lectronique ¬Ľ).

Le diamagn√©tisme, quant √† lui, est un ph√©nom√®ne assez g√©n√©ral d√Ľ au moment angulaire orbital des √©lectrons et non au spin de ces derniers, qui consiste en l'apparition d'un champ magn√©tique de direction oppos√©e √† tout champ magn√©tique ext√©rieur ; c'est un ph√©nom√®ne g√©n√©ralement de faible intensit√©, hormis quelques cas particuliers tels que, par exemple, l'or, le mercure, le bismuth et surtout les mat√©riaux supraconducteurs (effet Meissner).

Fluorescence et phosphorescence

Articles d√©taill√©s : fluorescence et phosphorescence.

Un √©lectron d'un atome peut √™tre excit√© par absorption d'un photon incident, ce qui le fait occuper une orbitale atomique d'√©nergie sup√©rieure √† celle de son √©tat fondamental. De nombreuses mol√©cules aromatiques ou pr√©sentant des liaisons ŌÄ conjugu√©es sont susceptibles d'√™tre ainsi excit√©es simplement par √©clairage ; leur relaxation vers l'√©tat fondamental se traduit alors par l'√©mission d'un ou plusieurs photons, selon deux m√©canismes distincts :

Un exemple de phosphorescence : poudre de silicate-aluminate de strontium dop√© √† l'europium vu en lumi√®re visible, dans le proche ultraviolet, et dans l'obscurit√© totale.
  • La fluorescence consiste en l'√©mission, par un atome excit√©, d'un photon d'√©nergie inf√©rieure au photon incident et correspondant exactement √† la diff√©rence d'√©nergie entre l'√©tat excit√© de l'√©lectron et son √©tat fondamental. Il s'agit par cons√©quent d'un ph√©nom√®ne quasi instantan√©, la dur√©e de vie de l'√©tat excit√© des mat√©riaux usuellement employ√©s pour leurs propri√©t√©s fluorescentes √©tant de l'ordre de 0,5 √† 20 ns : la fluorescence cesse donc d√®s que l'√©clairage cesse. La longueur d'onde √©mise est sup√©rieure √† celle de la lumi√®re absorb√©e, ce qui permet par exemple d'obtenir des effets esth√©tiquement int√©ressants par √©clairage ultraviolet de mat√©riaux fluorescents √©mettant dans le spectre visible.
  • La phosphorescence diff√®re de la fluorescence en ce que la relaxation fait intervenir un √©tat triplet[23] entre les deux √©tats singulets que sont l'√©tat excit√© et l'√©tat fondamental. Un √©lectron excit√© dans un √©tat singulet peut passer facilement dans un √©tat triplet par conversion intersyst√®me, mais s'y trouve alors ¬ę pi√©g√© ¬Ľ car il ne peut rejoindre l'√©tat fondamental singulet qu'√† travers des transitions ¬ę interdites ¬Ľ ; ces derni√®res sont n√©anmoins possibles du point de vue quantique, notamment gr√Ęce √† des couplages spin-orbite, mais demeurent cin√©tiquement tr√®s d√©favoris√©es, ce qui explique que la phosphorescence soit un ph√©nom√®ne pouvant persister pendant, parfois, plusieurs heures.

Raies spectrales

Spectre continu
Raies d'émission
Raies d'absorption
Article d√©taill√© : raie spectrale.

L'interaction d'atomes avec un rayonnement √©lectromagn√©tique peut √©galement se traduire par l'apparition de raies d'absorption ou d'√©mission √† certaines longueurs d'onde particuli√®res sur un spectre par ailleurs continu. Ces longueurs d'onde correspondent √† l'√©nergie de transition entre couches √©lectroniques et sous-couches √©lectroniques : lorsqu'un atome est atteint par un photon ayant une √©nergie √©gale √† l'une de ces transitions entre niveaux d'√©nergie √©lectroniques, un √©lectron peut absorber ce photon et passer √† un niveau d'√©nergie sup√©rieur, laissant une longueur d'onde d√©ficitaire en photons, ce qui se mat√©rialise dans le spectre par une raie d'absorption.

Chaque atome, chaque ion, et m√™me chaque mol√©cule ou radical libre, poss√®de ainsi une signature spectrale caract√©ristique, tr√®s employ√©e par exemple en astrophysique pour d√©tecter leur pr√©sence et d√©terminer leur concentration dans le milieu interstellaire, voire l'espace intergalactique : la disposition des raies spectrales, leur √©ventuel d√©calage (d√©calage vers le rouge), leur largeur, leur nettet√© et leur √©ventuelle s√©paration en plusieurs composantes (ce qu'on appelle leur structure fine) sont ainsi des param√®tres riches d'informations sur le milieu travers√© par le rayonnement analys√© entre sa source et sa d√©tection par les instruments de spectroscopie.

Exemple de spectre d'absorption.
  • La pr√©sence d'un champ magn√©tique dans le milieu analys√© peut √™tre d√©tect√©e par effet Zeeman, qui scinde une raie spectrale unique en trois composantes ou davantage, en raison de l'interaction du champ magn√©tique ambiant avec le moment magn√©tique de spin des √©lectrons de l'atome : si plusieurs configurations √©lectroniques partagent le m√™me niveau d'√©nergie en l'absence de champ magn√©tique, cela cesse d'√™tre le cas lorsqu'un champ magn√©tique est appliqu√© et chacune de ces configurations √©lectroniques acquiert un niveau d'√©nergie l√©g√®rement diff√©rent des autres, leur multiplicit√© devenant alors visible sur le spectre d'absorption.
  • La pr√©sence d'un champ √©lectrique peut √™tre d√©tect√©e dans le spectre de la m√™me fa√ßon, cette fois en raison de l'effet Stark.
  • La vitesse radiale du milieu √©tudi√© par rapport √† l'observateur peut √™tre d√©termin√©e par le d√©calage des raies spectrales vers le rouge (√©loignement) ou vers le bleu (rapprochement) par effet Doppler-Fizeau : c'est un r√©sultat tr√®s utile en astronomie pour √©valuer la distance d'un objet √† partir de son redshift en appliquant la loi de Hubble.

√Čtats de la mati√®re

Lampe à plasma, objet de décoration très en vogue dans les années 1980. La lumière est émise lors de la recombinaison des électrons avec les cations du plasma, soulignant le phénomène de filamentation du courant dans le globe.
Articles d√©taill√©s : √©tat de la mati√®re et phase (mati√®re).

La mati√®re baryonique peut exister √† l'√©tat solide, liquide ou gazeux selon sa temp√©rature et sa pression : les transitions entre ces √©tats surviennent √† des niveaux de temp√©rature et de pression directement en rapport avec les propri√©t√©s des atomes et de leurs arrangements mol√©culaires qui constituent chaque mat√©riau. Les √©tats solide et liquide sont qualifi√©s d‚Äô√©tats condens√©s, tandis que les √©tats liquide et gazeux sont qualifi√©s d‚Äô√©tats fluides. Les cristaux liquides (une m√©sophase) sont un √©tat interm√©diaire entre solide et liquide.

Il existe par ailleurs des √©tats de la mati√®re moins courants sur Terre et qui d√©rivent des pr√©c√©dents :

  • Les condensats de Bose-Einstein sont des gaz de bosons (les atomes sont aussi des bosons) pi√©g√©s dans un puits de potentiel et refroidis √† une temp√©rature tr√®s proche du z√©ro absolu : dans ces conditions, une grande partie des bosons occupe l'√©tat quantique de plus faible √©nergie dans le puits de potentiel, de sorte que leurs fonctions d'onde se recouvrent au point de r√©v√©ler √† l'√©chelle macroscopique des effets quantiques ponctuels (√† l'√©chelle de l'atome) inobservables √† temp√©rature plus √©lev√©e.

Formation et évolution des atomes

Articles connexes : Voie Lact√©e et mati√®re noire.

Les atomes constituent environ 4 % de l'√©nergie totale observable de l'univers, avec une concentration moyenne d'un atome pour quatre m√®tres cubes[26]. Dans le milieu interstellaire d'une galaxie telle que la Voie Lact√©e, la concentration d'atomes varie selon les r√©gions entre cent mille et un milliard d'atomes par m√®tre cube, bien que l'environnement imm√©diat du Soleil soit bien plus t√©nu : √† peine cinquante mille atomes par m√®tre cube, ce qui d√©finit pr√©cis√©ment la bulle locale comme une cavit√© dans le milieu interstellaire form√©e par l'explosion de supernovae voisines il y a deux √† quatre millions d'ann√©es[27]. Les √©toiles se forment √† partir de nuages denses, et les r√©actions de fusion nucl√©aire qui se d√©roulent en leur sein conduisent √† la formation d'√©l√©ments chimiques plus lourds que l'hydrog√®ne, l'h√©lium et le lithium (voire, peut-√™tre, le b√©ryllium) produits √† la suite du Big Bang.

Plus de 95 % des atomes de la Voie Lact√©e se trouvent dans les √©toiles, et les atomes ¬ę visibles ¬Ľ de notre galaxie repr√©sentent environ 10 % de sa masse : le reste de cette masse serait constitu√© d'une myst√©rieuse mati√®re noire.

Nucléosynthèse

Articles d√©taill√©s : processus R, processus S, processus RP et processus P.

Dans les premi√®res minutes de l'existence de l'univers, les quatre √©l√©ments les plus l√©gers se sont form√©s au cours de la nucl√©osynth√®se primordiale : environ 75 % d'hydrog√®ne 1H, 25 % d'h√©lium 4He, 0,01 % de deut√©rium 2H, et des traces (de l'ordre de 10-10) de lithium 7Li, voire peut-√™tre aussi de b√©ryllium. Cette nucl√©osynth√®se aurait √©t√© trop br√®ve pour permettre la synth√®se d'√©l√©ments plus lourds que le b√©ryllium et pour permettre la fusion du deut√©rium. Les atomes proprement dits, avec leur nuage √©lectronique, se seraient form√©s lors de la recombinaison, environ 377 000 ans apr√®s le Big Bang, et les premiers quasars et √©toiles se seraient form√©s apr√®s 150 millions d'ann√©es.

Coupe d'une √©toile g√©ante rouge avant son explosion en supernova montrant les diff√©rentes couches s√©par√©es par les zones o√Ļ se d√©roulent les √©tapes successives de la nucl√©osynth√®se stellaire.

La nucl√©osynth√®se stellaire aurait alors pris le relais pour former tous les √©l√©ments chimiques jusqu'au fer par fusion successive de noyaux d'h√©lium :

√Ä ce stade, la fusion cesse d'√™tre exothermique et des r√©actions n√©cessitant un milieu tr√®s √©nerg√©tique interviennent pour former les √©l√©ments plus lourds : capture neutronique (processus r, processus s), protonique (processus rp), et photod√©sint√©gration (processus p), qui interviennent √† la toute fin de vie des √©toiles, m√™me peu massives, et surtout lors de l'explosion de supernovae.

Sur Terre

Article d√©taill√© : √©l√©ment chimique.

Selon toute vraisemblance, la grande majorit√© des atomes qui constituent la Terre √©taient d√©j√† pr√©sents dans la n√©buleuse solaire, dont l'effondrement gravitationnel aurait engendr√© le syst√®me solaire. Les atomes apparus depuis proviennent le plus souvent de la d√©sint√©gration radioactive d'√©l√©ments primordiaux instables, et les rapports isotopiques des √©l√©ments correspondants offrent le moyen d'√©valuer l'√Ęge de la Terre par datation radiom√©trique[28]. Par ailleurs, l'abondance naturelle de l'h√©lium 3 sur Terre par rapport √† l'h√©lium 4 des gisements de gaz naturel permet de d√©duire que 99 % de l'h√©lium 4 terrestre provient de la radioactivit√© őĪ[29]. D'autres atomes, qualifi√©s de ¬ę cosmog√©niques, ¬Ľ proviennent de l'interaction des rayons cosmiques avec l'atmosph√®re terrestre : c'est le cas bien connu du carbone 14, mais aussi, par exemple, du b√©ryllium 10. Enfin, de tr√®s nombreux atomes synth√©tiques sont produits en laboratoire √† des fins essentiellement scientifiques, parfois militaires, rarement industrielles (en raison du co√Ľt prohibitif des mat√©riaux ainsi produits), tels que le silicium 42 (pour valider certaines hypoth√®se sur le mod√®le en couches d√©crivant la structure nucl√©aire), le plutonium 239 (mat√©riau de choix pour les armes nucl√©aires), le techn√©tium 99m (tr√®s utilis√© en m√©decine nucl√©aire) ou encore l'am√©ricium 241 (employ√© industriellement dans les d√©tecteurs de fum√©e).

Atomes de Rydberg

Article d√©taill√© : atome de Rydberg.

Sous certaines conditions, il est possible d'exciter des atomes, par exemple avec un laser √† colorant, pour placer certains de leurs √©lectrons dans des orbitales atomiques correspondant √† un nombre quantique principal n √©gal √† plusieurs dizaines d'unit√©s, voire sup√©rieur √† 100[30]. De tels atomes sont appel√©s atomes de Rydberg. Ils ont des propri√©t√©s remarquables, telles qu'une tr√®s grande susceptibilit√© √©lectrique et magn√©tique[31], une relative stabilit√©, et des fonctions d'onde √©lectroniques approchant, dans une certaine mesure, l'orbite d√©crite par un √©lectron en m√©canique classique autour du noyau. Les √©lectrons de cŇďur √©crantent le champ √©lectrostatique du noyau du point de vue de l'√©lectron p√©riph√©rique, pour lequel le potentiel du noyau est identique √† celui d'un atome d'hydrog√®ne[32]. Le comportement de cet √©lectron particulier est particuli√®rement bien d√©crit par le mod√®le de Bohr, pourtant tr√®s insuffisant pour mod√©liser les atomes ¬ę conventionnels ¬Ľ.

Les atomes de Rydberg ont une taille tr√®s sup√©rieure √† celle des atomes √† l'√©tat fondamental : l'√©tat d'excitation jusqu'√† n = 137 d'un atome d'hydrog√®ne correspond √† un rayon atomique d'environ 1 őľm, soit cinq ordres de grandeur au-dessus du rayon d'un atome d'hydrog√®ne √† l'√©tat fondamental (n = 1). Ils ne peuvent exister dans le milieu naturel terrestre car leur √©nergie d'ionisation y est bien inf√©rieure √† l'√©nergie thermique, mais repr√©sentent une partie importante de la mati√®re du milieu interstellaire, o√Ļ ils peuvent persister longtemps sans interaction avec d'autres atomes ni avec des champs √©lectriques ou magn√©tiques susceptible de provoquer leur retour √† l'√©tat fondamental. La raie spectrale √† 2,4 GHz r√©v√©latrice de la transition de nombre quantique principal entre n = 109 et n = 108 de l'atome d'hydrog√®ne est ainsi tr√®s fr√©quemment observ√©e par les astronomes[33].

Compte tenu de leur susceptibilité électrique et magnétique très élevée, les propriétés électriques et magnétiques des milieux contenant une proportion significative d'atomes de Rydberg sont sensiblement altérées par leur présence.

Formes atomiques rares ou hypothétiques

Diff√©rentes formes d'atomes exotiques ont √©t√© conjectur√©es, et parfois observ√©es. C'est le cas, par exemple, des atomes muoniques, dans lesquels un √©lectron est remplac√© par un muon : ce dernier √©tant plus massif qu'un √©lectron, il pr√©sente des orbitales plus proches du noyau, ce qui donne des ¬ę atomes ¬Ľ plus petits. De la m√™me fa√ßon, un √©lectron peut √™tre remplac√© par un hadron, tel qu'un m√©son, une particule ő£-, voire un antiproton. Le seul atome exotique ayant une dur√©e de vie significative ‚ÄĒ qui n'exc√®de cependant pas 2,2 őľs ‚ÄĒ est le muonium, r√©sultant de l'interaction d'un √©lectron avec un muon őľ+ servant de ¬ę noyau ¬Ľ. Ces formes d'atomes sont utiles pour v√©rifier certains aspects du mod√®le standard de la physique des particules, notamment les interactions √©l√©mentaires.

L'interaction d'un positon avec un antiproton donne un atome d'antihydrog√®ne, qui est un atome d'antimati√®re. Il existe a priori un ¬ę antiatome ¬Ľ pour chaque atome ; la production d'antimati√®re demeure n√©anmoins une exp√©rience particuli√®rement co√Ľteuse en √©nergie, et seul l'antihydrog√®ne 1H a √©t√© synth√©tis√© √† ce jour.

Il existe √©galement tout une vari√©t√© d'atomes ¬ę conventionnels ¬Ľ mais n√©anmoins absents du milieu naturel et donc produits artificiellement. Ces √©l√©ments synth√©tiques sont, √† deux exceptions pr√®s[34], des transuraniens, qui sont de plus en plus instables √† mesure que leur num√©ro atomique augmente.



Histoire du concept d'atome

La notion d'atome est particulièrement bien admise par le grand public, pourtant, paradoxalement, les atomes ne peuvent pas être observés par des moyens optiques et seuls quelques rares physiciens manipulent des atomes isolés. L'atome est donc un modèle essentiellement théorique. Bien que ce modèle ne soit plus aujourd'hui remis en cause, il a beaucoup évolué au cours du temps pour répondre aux exigences des nouvelles théories physiques et rendre compte des résultats expérimentaux obtenus au fil du temps.

Antiquit√© : un concept philosophique

Il est probable que plusieurs peuples aient d√©velopp√© la notion de ¬ę grain composant la mati√®re ¬Ľ, tant ce concept semble √©vident lorsque l'on morcelle une motte de terre, ou en regardant une dune de sable. Dans la culture europ√©enne, ce concept appara√ģt pour la premi√®re fois dans la Gr√®ce antique au Ve si√®cle av. J.‚ÄĎC., chez les philosophes pr√©socratiques, notamment Leucippe, env. 460-370 av. J.-C., D√©mocrite et, plus tard, √Čpicure. La th√©orie atomiste sera ensuite magnifiquement expos√©e par le Romain Lucr√®ce dans son Ňďuvre De rerum natura[35], qui nous est parvenue.

Il s'agit d'une conception du monde qui fait partie de la recherche des principes de la r√©alit√©, recherche qui caract√©rise les premiers philosophes : on suppose que la mati√®re ne peut se diviser ind√©finiment, qu'il y a donc une conservation des √©l√©ments du monde, qui se transforment ou se combinent selon des processus vari√©s. La d√©composition du monde en quatre √©l√©ments (eau, air, terre, feu) peut donc compl√©ter cette th√®se. L'atomisme est une solution concurrente, qui na√ģt de l'opposition de l'√™tre et du n√©ant : l'atome est une parcelle d'√™tre qui se conserve √©ternellement, sans quoi, les choses finiraient par dispara√ģtre. Les atomes sont indivisibles; ils composent la mati√®re comme les lettres composent les mots. Ce fut, sans aucun doute, un tournant philosophique majeur, √† l'origine du mat√©rialisme et de la s√©paration de la science et de la religion. Cependant, m√™me si l'empirisme √©picurien tente d'√©tablir cette hypoth√®se sur des bases scientifiques, l'atome demeure une intuition sans confirmations.

La chimie du XVIIIe si√®cle ‚ÄĒ les √©l√©ments

Depuis des mill√©naires, on a remarqu√© que les produits se transforment : le feu, la m√©tallurgie (transformation du minerai en m√©tal), la corrosion (d√©gradation du m√©tal), la vie, la cuisson des aliments, la d√©composition de la mati√®re organique‚Ķ Par exemple, pour Emp√©docle, les transformations de la mati√®re s'expliquaient de la mani√®re suivante : il y avait quatre types d'√©l√©ments (eau, air, terre, feu) qui s'associaient et se dissociaient, en fonction de l'amour ou de la haine qu'ils se portaient ‚ÄĒ les fameux ¬ę atomes crochus ¬Ľ. Au Moyen √āge, les alchimistes ont √©tudi√© ces transformations et remarqu√© qu'elles suivent des r√®gles bien pr√©cises. Vers 1760, des chimistes britanniques commencent √† s'int√©resser aux gaz produits par les r√©actions, afin d'en mesurer le volume et de les peser. Ainsi, Joseph Black, Henry Cavendish et Joseph Priestley d√©couvrent diff√©rents ¬ę airs ¬Ľ (c'est-√†-dire gaz) : l'¬ę air fixe ¬Ľ (le dioxyde de carbone), l'¬ę air inflammable ¬Ľ (le dihydrog√®ne), l'¬ę air phlogistiqu√© ¬Ľ (le diazote), l'¬ę air d√©phlogistiqu√© ¬Ľ (le dioxyg√®ne)‚Ķ (Le terme ¬ę phlogistique ¬Ľ provient de la th√©orie du chimiste allemand Georg Ernst Stahl, au d√©but du XVIIIe si√®cle, pour expliquer la combustion ; cette th√©orie fut balay√©e par Lavoisier.)

Antoine Laurent de Lavoisier (chimiste fran√ßais) √©nonce en 1775 que [36] : ¬ę Rien ne se perd, rien ne se cr√©e, tout se transforme ¬Ľ (formul√© d'une mani√®re l√©g√®rement diff√©rente √† l'√©poque) signifiant par l√† que :

  • la masse se conserve pendant les r√©actions chimiques.
    Les scientifiques avaient observ√© que si l'on pesait la mati√®re solide avant et apr√®s la combustion, on avait une variation de masse ; ceci provient d'un √©change avec l'air (l'oxyg√®ne s'incorpore et alourdit, le dioxyde de carbone et la vapeur d'eau s'en vont et all√®gent). Il suffit pour s'en rendre compte de faire br√Ľler dans une cloche ferm√©e, et de peser la cloche en entier, somme solide et gaz (compris) : la masse totale ne change pas. ;
  • les substances se d√©composent en ¬ę √©l√©ments ¬Ľ, c'est l'organisation de ces √©l√©ments qui change lors d'une r√©action.

Cette notion marque la v√©ritable naissance de la chimie. Les chimistes ont donc commenc√© √† recenser les √©l√©ments dont sont compos√©es toutes les substances et √† cr√©er une nomenclature syst√©matique ‚ÄĒ oxyg√®ne : qui produit des acides (őŅőĺŌÖs signifie ¬ę acide ¬Ľ en grec) ‚ÄĒ hydrog√®ne : qui produit de l'eau‚Ķ Par exemple, en 1774, Lavoisier, en suivant les travaux des chimistes britanniques, √©tablit que l'air se compose en ¬ę air vital ¬Ľ (dioxyg√®ne) et en ¬ę air vici√© et m√©phitique, mofette ¬Ľ (diazote) ; en 1785, il d√©compose l'eau (en faisant passer de la vapeur d'eau sur du fer chauff√© au rouge) et montre donc que ce n'est pas un √©l√©ment, mais que l'eau est d√©composable en √©l√©ments (c'est en fait une pyrolyse). Le terme d'¬ę analyse ¬Ľ provient d'ailleurs de cette notion de d√©composition, lusis (őĽŌÖŌÉőĻs) signifie ¬ę dissolution ¬Ľ en grec : on d√©compose les produits (par attaque acide, en les br√Ľlant, en les distillant...) jusqu'√† obtenir des substances simples reconnaissables facilement (l'hydrog√®ne, l'oxyg√®ne, le carbone, le fer...).

On a donc la première constatation expérimentale de la décomposition de la matière en substances élémentaires.

La physique du XVIIIe si√®cle ‚ÄĒ les particules

Un autre pas, fait en parallèle, vient de l'étude des propriétés des gaz et de la chaleur (thermodynamique).

Les fluides (liquides et gaz) sont √©tudi√©s en Europe depuis l'Antiquit√©, mais c'est au milieu du XVIIe si√®cle que l'on commence vraiment √† cerner leur propri√©t√©s, avec l'invention du thermom√®tre (thermoscope de Santorre Santario, 1612), du barom√®tre et du vide pomp√© (Evangelista Torricelli, 1643), l'√©tude de l'expansion des gaz (Gilles Personne de Roberval, 1647), la pression atmosph√©rique (Blaise Pascal et Florin Perrier, 1648), les relations entre pression et volume (Robert Boyle en 1660, Edm√© Mariotte en 1685), la notion de z√©ro absolu (Guillaume Amontons, 1702)...

Ren√© Descartes (math√©maticien, physicien et philosophe fran√ßais) √©met l'id√©e, en 1644, que les gaz sont compos√©s de particules tourbillonnantes. Mais il ne s'agit l√† encore que d'une conception imag√©e, sans appui exp√©rimental ; dans le m√™me ordre d'id√©es, Descartes pensait que c'√©tait aussi un tourbillon de ¬ę mati√®re subtile ¬Ľ qui entra√ģnait la rotation des plan√®tes (ceci fut mis en d√©faut par Isaac Newton avec l'attraction universelle en 1687).

Cependant, cette notion de corpuscules inspira d'autres scientifiques. Les math√©maticiens suisses Jakob Hermann (1716) et Leonhard Euler (1729), mais surtout le physicien suisse Daniel Bernoulli (1733), effectuent des calculs en supposant que les gaz sont form√©s de particules s'entrechoquant, et leurs r√©sultats sont en accord avec l'exp√©rience. C'est la conception ¬ę cin√©tique ¬Ľ des gaz, c'est-√†-dire l'explication de la temp√©rature et de la pression par des particules en mouvement.

Une autre science se d√©veloppe √† la fin du XVIIIe si√®cle : la cristallographie. Ce qui intrigue les scientifiques, c'est l'observation des formes g√©om√©triques des cristaux naturels, et leur capacit√© √† se cliver selon des plans lisses respectant ces sym√©tries. Reprenant l'id√©e de classification des √™tres vivants de Carl von Linn√©, on commence √† rechercher et classer les min√©raux (Jean-Baptiste Rom√© de L'Isle, min√©ralogiste fran√ßais, 1772). L'abb√© Ren√©-Just Ha√ľy (cristallographe fran√ßais), en 1781, suppose que la forme des cristaux refl√®te la sym√©trie d'une ¬ę brique √©l√©mentaire ¬Ľ, le cristal √©tant un assemblage de ces briques. On retrouve ici cette notion de composant √©l√©mentaire de la mati√®re.

XIXe si√®cle ‚ÄĒ le triomphe de l'atome

√Ä ce stade, ressortaient trois notions :

  • les corps chimiques sont d√©composables en substances √©l√©mentaires ;
  • les gaz sont compos√©s de corpuscules qui volent et s'entrechoquent ;
  • les cristaux sont compos√©s de cellules dont la forme d√©termine la forme ext√©rieure du cristal.

Ces notions ont en commun le fait que la mati√®re homog√®ne est compos√©e de corpuscules tous semblables entre eux, mais trop petits pour √™tre visibles. Les d√©couvertes du XIXe si√®cle vont permettre de faire converger ces trois notions, et d'√©tablir les notions de mol√©cule et d'atome.

John Dalton (chimiste et physicien britannique), en 1804, mesure les masses des réactifs et des produits de réaction, et en déduit que les substances sont composées d'atomes sphériques, identiques pour un élément, mais différents d'un élément à l'autre, notamment par la masse de ces atomes. Il découvre également la notion de pression partielle (dans un mélange de gaz, la contribution d'un gaz donné à la pression totale). Il fut le premier à émettre les idées de la théorie atomique.

En 1807, Louis Joseph Gay-Lussac (physicien et chimiste fran√ßais), √©tablit la loi reliant la temp√©rature et la pression d'un gaz. En 1808, il √©tablit que les gaz r√©agissent en proportions d√©termin√©es ; les rapports des volumes des r√©actifs et des produits de r√©action sont des nombres entiers petits. Le fait que ce soit des nombres entiers, a induit fortement √† penser que la mati√®re n'est pas ¬ę continue ¬Ľ (pens√©e dominante √† cette √©poque), mais faite d'√©l√©ments discontinus.

Amedeo Avogadro (physicien italien), en 1811, énonce, sans preuve, que pour une température et une pression fixées, un volume donné de gaz contient toujours le même nombre de molécules, et ce quel que soit le gaz. Il fait également l'hypothèse que les gaz sont polyatomiques, et définit nettement molécules et atomes. André-Marie Ampère (1814), Jean-Baptiste Dumas (1827) et William Prout (1834) arrivent à la même conclusion.

En 1821, John Herapath (math√©maticien britannique) publie une th√©orie cin√©tique des gaz pour expliquer la propagation des sons, les changements de phase (vaporisation, liqu√©faction) et la diffusion des gaz. Robert Brown (botaniste britannique), en 1827, observe le mouvement de grains de pollen dans l'eau ; les grains vont en ligne droite, et ne changent de direction que lors d'un choc avec un autre grain ou bien contre une paroi. C'est de ce comportement, le ¬ę mouvement brownien ¬Ľ, que s'inspireront les physiciens pour d√©crire le mouvement des mol√©cules de gaz.

Gabriel Delafosse, en 1840, suppose que l'on peut dissocier la composante √©l√©mentaire du cristal et son organisation ; ainsi, la brique √©l√©mentaire de Ha√ľy pourrait √™tre un r√©seau aux nŇďuds duquel se trouveraient des ¬ę mol√©cules ¬Ľ ; ce serait la forme du r√©seau qui donnerait la forme au cristal et non pas n√©cessairement la forme des mol√©cules. Louis Pasteur (chimiste et biologiste fran√ßais), en 1847, √©tablit le lien entre la forme des mol√©cules et la forme des cristaux (en fait, la mol√©cule donne sa forme au r√©seau, et le r√©seau sa forme au cristal). Auguste Bravais (physicien fran√ßais), en 1849, d√©termine les 32 r√©seaux cristallins possibles. En 1858, Rudolf Clausius (physicien allemand) d√©finit le libre parcours moyen d'une mol√©cule dans un gaz (distance moyenne parcourue entre deux chocs). Partant de l√†, en 1859, James Clerk Maxwell (physicien √©cossais) introduit la notion de dispersion statistique des vitesses des mol√©cules dans la cin√©tique des gaz. Ceci permit √† Ludwig Boltzmann (physicien autrichien), en 1858, d'estimer la taille des mol√©cules et de d√©finir la r√©partition statistique des vitesses dans un gaz.

Dimitri Ivanovitch Mendele√Įev (chimiste russe), en 1869, classe les atomes par masse croissante, et remarque qu'il y a une p√©riodicit√© dans leurs propri√©t√©s chimiques. Il √©tablit donc un tableau classant les √©l√©ments ; les trous dans ce tableau permirent de d√©couvrir de nouveaux √©l√©ments.

Bilan

La notion d'atome et de mol√©cule a donc permis le succ√®s de la thermodynamique statistique, de la chimie et de la cristallographie. √Ä cette notion, vont correspondre des mod√®les qui seront affin√©s au cours du d√©veloppement de la physique et particuli√®rement pr√©cis√©s par les d√©couvertes de la physique quantique durant le XXe si√®cle, et notamment :

Historique des modèles de l'atome

Dans l'histoire des sciences, plusieurs mod√®les de l'atome ont √©t√© d√©velopp√©s, au fur et √† mesure des d√©couvertes des propri√©t√©s de la mati√®re. Aujourd'hui encore, on utilise plusieurs mod√®les diff√©rents ; en effet, le mod√®le le plus r√©cent est assez complexe, l'utilisation de mod√®les ¬ę anciens ¬Ľ ou partiellement faux, mais plus simples, facilite la compr√©hension, donc l'apprentissage et la r√©flexion.

Depuis l'antiquit√© grecque, on supposait que la mati√®re pouvait se fractionner en petits morceaux jusqu'√† obtenir des grains indivisibless, qu'elle √©tait comme ¬ę de la poussi√®re dans la lumi√®re ¬Ľ. C'est avec l'exp√©rience de Rutherford que l'on atteint enfin ce grain : les particules alpha, en traversant la mati√®re, voient leur trajectoire perturb√©e, ce qui va permettre enfin de savoir comment est organis√©e cette ¬ę poussi√®re ¬Ľ...

  • 1675 : Jean Picard observe une luminescence verte en agitant un tube de barom√®tre ; on d√©couvrira quelques si√®cles plus tard que cela est d√Ľ √† l'√©lectricit√© statique et aux vapeurs de mercure ;
  • 1854 : Heinrich Geissler et Julius Pl√ľcker d√©couvrent les rayons cathodiques, des rayons verts luminescents lorsque l'on √©tablit une forte tension √©lectrique dans une ampoule dont on a pomp√© l'air (faible pression de gaz) ; ils inventent ainsi la lampe √† d√©charge, qui √©claire maintenant nos supermarch√©s d'une lumi√®re blanche, nos rues et nos stationnements d'une lumi√®re orange (lampes au sodium) ;
  • 1897 : J. J. Thomson √©tablit que ces rayons cathodiques sont constitu√©s de particules charg√©es n√©gativement arrach√©es √† la mati√®re, et d√©couvre ainsi l'√©lectron ; c'est la premi√®re d√©composition de l'atome ;
  • 1900 : Max Planck montre la quantification des √©changes d'√©nergie dans la mati√®re (recherches sur le corps noir) ;
  • 1911 : exp√©rience de Rutherford : il bombarde une feuille d'or par des particules alpha (des noyaux d'h√©lium, charg√©s positivement, obtenus par radioactivit√©) ; il en d√©duit que :
    • la plupart des particules vont en lignes droites, donc la mati√®re est ¬ę pleine de trous ¬Ľ ;
    • mais certaines sont d√©vi√©es et m√™me rebroussent chemin, donc elles rencontrent des √ģlots tr√®s concentr√©s de mati√®re charg√©e positivement (les + se repoussent entre eux).
Il en d√©duit le mod√®le atomique plan√©taire : l'atome est constitu√© d'un noyau positif tr√®s petit et d'√©lectrons tournant autour ; ce mod√®le pose un gros probl√®me : en tournant, les √©lectrons devraient perdre de l'√©nergie par rayonnement, et donc s'√©craser sur le noyau‚Ķ (ex.: Capture K)
  • 1913 : Niels Bohr r√©unit les concepts de Planck et de Rutherford, et propose un mod√®le atomique quantique: les orbites des √©lectrons ont des rayons d√©finis, il n'existe que quelques orbites ¬ę autoris√©es ¬Ľ ; ainsi, les √©changes d'√©nergie quantifi√©s correspondent √† des sauts entre les orbites d√©finies, et lorsque l'√©lectron est sur l'orbite la plus basse, il ne peut pas descendre en dessous et s'√©craser (mais ce mod√®le n'explique pas pourquoi) ;
  • 1914 : l'exp√©rience de Franck et Hertz valide le mod√®le de Bohr : ils bombardent de la vapeur de mercure avec des √©lectrons ; l'√©nergie cin√©tique perdue par les √©lectrons traversant les vapeurs est toujours la m√™me ;
  • 1924 : Louis de Broglie postule la dualit√© onde-corpuscule ;
  • 1926 : Schr√∂dinger mod√©lise l'√©lectron comme une onde, l'√©lectron dans l'atome n'est donc plus une boule mais un ¬ę nuage ¬Ľ qui entoure le noyau ; ce mod√®le, contrairement aux autres, est stable car l'√©lectron ne perd pas d'√©nergie.

Modèles obsolètes

Les modèles présentés dans cette section sont trop éloignés de la réalité pour pouvoir être utilisés. Ils ne sont présentés ici qu'à titre historique.

Le modèle de J.J. Thomson ou modèle de l’électron élastiquement lié à l’atome

Article d√©taill√© : Mod√®le de Thomson.
Le pudding de Thomson, la charge positive est répartie uniformément dans tout le volume, qui est parsemé d’électrons

Avec la d√©couverte de l‚Äô√©lectron en 1897, on savait que la mati√®re √©tait compos√©e de deux parties : une n√©gative, les √©lectrons, et une positive, le noyau. Dans le mod√®le imagin√© alors par Joseph John Thomson, les √©lectrons, particules localis√©es, baignaient dans une ¬ę soupe ¬Ľ positive, √† l‚Äôimage des pruneaux dans le far breton (ou dans le plum-pudding pour les Britanniques ou encore comme des raisins dans un g√Ęteau). Ce mod√®le fut invalid√© en 1911 par l'exp√©rience d‚Äôun de ses anciens √©tudiants, Ernest Rutherford.

Le modèle planétaire de Rutherford

L'exp√©rience de Rutherford met en √©vidence que les charges positives ne sont pas ¬ę √©tal√©es ¬Ľ entre les √©lectrons, mais sont concentr√©es en de petits points. Il bombarda une fine feuille d'or par un faisceau de particules alpha (particules de charges √©lectriques positives). Il observa que les particules √©taient d√©vi√©es faiblement, ce qui ne correspondait pas au r√©sultat pr√©vu par le mod√®le de Thomson, pour lequel, elles n'auraient pas d√Ľ la traverser.

Rutherford imagine donc un mod√®le plan√©taire : l'atome est constitu√© d'un noyau positif autour duquel tournent des √©lectrons n√©gatifs. Entre le noyau - tr√®s petit par rapport √† l'atome (environ 100 000 fois) - et ses √©lectrons, un tr√®s grand vide existe.

Ce modèle fut très vite mis en défaut par les équations de Maxwell d'une part, qui prédisent que toute charge accélérée rayonne de l'énergie, et par les expériences montrant la quantification des niveaux d'énergie d'autre part.

Modèles approchés couramment employés

Le modèle des sphères dures

Le mod√®le le plus simple pour repr√©senter un atome est une boule ind√©formable. Ce mod√®le est tr√®s utilis√© en cristallographie. Une mol√©cule peut se voir comme plusieurs boules accol√©es, un cristal comme des boules empil√©es. On utilise parfois une repr√©sentation ¬ę √©clat√©e ¬Ľ : les atomes sont repr√©sent√©s comme des petites boules espac√©es, reli√©es par des traits, permettant de faire ressortir les directions privil√©gi√©es, les angles et de visualiser le nombre des liaisons.

mod√®le des sph√®res dures pour repr√©senter l'atome ; repr√©sentation d'une mol√©cule d'eau et d'un cristal cubique √† faces centr√©es, compacte (gauche) et √©clat√©e (√† droite)

Ce mod√®le correspond bien √† certaines propri√©t√©s de la mati√®re, comme, par exemple, la difficult√© de comprimer les liquides et les solides, ou bien le fait que les cristaux ont des faces bien lisses. En revanche, il ne permet pas d'expliquer d'autres propri√©t√©s, comme la forme des mol√©cules : si les atomes n'ont pas de direction privil√©gi√©e, comment expliquer que les liaisons chimiques r√©v√®lent des angles bien d√©finis ?

Le modèle de Bohr

Mod√®le de l‚Äôatome de Bohr : un mod√®le plan√©taire dans lequel les √©lectrons ont des orbites d√©finies
Article d√©taill√© : mod√®le de Bohr.

Un mod√®le fut d√©velopp√© par Niels Bohr en 1913 √† partir des propri√©t√©s mises en √©vidence par Planck et Rutherford. Dans le mod√®le des sph√®res dures, l‚Äôatome est un objet entier, ind√©composable. Or, on sait depuis le milieu du XIXe si√®cle que l‚Äôon peut en ¬ę arracher ¬Ľ des particules portant une charge √©lectrique n√©gative, les √©lectrons. Dans le mod√®le de Bohr, l‚Äôatome est compos√© d‚Äôun noyau charg√© positivement, et d‚Äô√©lectrons tournant autour, les rayons des orbites des √©lectrons ne pouvant prendre que des valeurs bien pr√©cises.

Le noyau est tr√®s compact, d‚Äôun diam√®tre d‚Äôenviron 10-15 √† 10-14 m, c‚Äôest-√†-dire que le noyau est cent mille √† un million de fois plus petit que l‚Äôatome ; il porte une charge √©lectrique positive. C‚Äôest aussi la partie la plus lourde de l‚Äôatome, puisque le noyau repr√©sente au moins 99,95 % de la masse de l‚Äôatome. Les √©lectrons sont ponctuels, c‚Äôest-√†-dire que leur rayon est admis quasi nul (tout du moins plus petit que ce que l‚Äôon peut estimer). Ils portent une charge n√©gative. Pour des raisons de lisibilit√©, le sch√©ma ci-dessous n‚Äôest donc pas √† l‚Äô√©chelle, en ce qui concerne les dimensions du noyau et des √©lectrons, ni aussi pour les rayons des diff√©rentes orbites (on notera ici que le nombre d‚Äô√©lectrons sur les orbites n‚Äôest pas pr√©dit par le mod√®le).

Cette vision permet de d√©crire les ph√©nom√®nes spectroscopiques fondamentaux, c‚Äôest-√†-dire le fait que les atomes absorbent ou √©mettent seulement certaines longueurs d‚Äôonde (ou couleur) de lumi√®re ou de rayons X. En effet, le syst√®me {noyau+√©lectrons} √©tant stable et confin√©, d‚Äô√©nergie n√©gative, il ne poss√®de qu‚Äôun ensemble discret d‚Äô√©tats (et donc de niveaux) d‚Äô√©nergie : c‚Äôest le passage d‚Äôun √©tat √† l‚Äôautre de l‚Äôatome qui provoque une √©mission discr√®te d‚Äô√©nergie, ce qui explique donc les raies spectroscopiques des atomes. Le mod√®le de Bohr, d√©composant l‚Äôatome en deux parties, un noyau et un nuage d‚Äô√©lectrons, est plus pr√©cis que le mod√®le des sph√®res dures, pour lequel la surface de la sph√®re correspond √† l‚Äôorbite des √©lectrons ext√©rieurs.

Cependant, tr√®s vite, le mod√®le de l‚Äôatome de Bohr ne permettra pas d‚Äôexpliquer l‚Äôensemble des observations (effet Zeemanetc.). Il faut attendre 1924‚Äď1926 pour qu‚Äôavec Schr√∂dinger, les orbites deviennent orbitales avec des √©nergies stationnaires : la m√©canique quantique est n√©e.

Le mod√®le actuel : mod√®le de Schr√∂dinger

La naissance de la m√©canique ondulatoire de Louis de Broglie 1924, g√©n√©ralis√©e par Erwin Schr√∂dinger en 1926 am√®ne √† proposer un nouveau mod√®le, dont les aspects relativistes furent d√©crits par Paul Dirac en 1928 ; il permet d'expliquer la stabilit√© de l'atome et la description des termes spectroscopiques.

Dans ce mod√®le, les √©lectrons ne sont plus des billes localis√©es en orbite, mais des nuages de probabilit√© de pr√©sence. Ce point de vue, r√©volutionnaire, peut choquer en premi√®re approche. Cependant la repr√©sentation que l'on pouvait se faire d'un √©lectron ‚ÄĒ une petite bille ? ‚ÄĒ √©tait dict√©e par les formes observ√©es dans le monde macroscopique, transpos√©es sans preuves dans le monde microscopique. Il faut bien se p√©n√©trer du fait que ce que l'on conna√ģt de l'√©lectron ne repose que sur des manifestations indirectes : courant √©lectrique, tube cathodique (t√©l√©vision)‚Ķ

Depuis les ann√©es 1930, on mod√©lise ainsi l'√©lectron par une ¬ę fonction d'onde ¬Ľ dont le carr√© de la ¬ę norme repr√©sente la densit√© de probabilit√© de pr√©sence ¬Ľ. Pour repr√©senter fid√®lement les propri√©t√©s de l'√©lectron, on ne dispose que des fonctions math√©matiques compliqu√©es. Cette abstraction rebute encore bien des physiciens. Nous allons essayer de donner une image de cette notion de fonction d'onde, image n√©cessairement imparfaite.

Imaginons que hors de l'atome, l'√©lectron soit une petite bille. Lorsque l'√©lectron est captur√© par l'atome, il se ¬ę dissout ¬Ľ et devient un nuage diffus, il s'¬ę √©vapore ¬Ľ. Quand on l'arrache de l'atome, il redevient une petite bille, il se ¬ę recondense ¬Ľ. Il existe d'autres exemples d'objet qui changent de forme, par exemple, hors de l'eau, le sel est sous forme de cristaux ; mis dans l'eau, il se dissout, et si l'on fait s'√©vaporer l'eau, on retrouve des cristaux. Le sel change de forme (cristal compact ou dissous dans l'eau), mais on a tout le temps du sel.
Image simplifiée de l'arrachement d'un électron du nuage électronique dans le modèle de Schrödinger

De mani√®re un peu plus exacte : un √©lectron, hors d'un atome, est repr√©sent√© par un paquet d'ondes, qui peut √™tre consid√©r√©, dans certaines limites, comme une petite bille. La m√©canique quantique d√©montre qu'un tel paquet d'ondes s'√©tale au cours du temps ; au contraire, un √©lectron d'un atome conserve la structure de la fonction d'onde associ√©e √† l'orbite qu'il occupe (tant qu'il n'est pas √©ject√© de l'atome). La m√©canique quantique postule donc, non la conservation de la forme (non connue) de l'√©lectron, mais l'int√©grale de la probabilit√© de pr√©sence.

Dans le mod√®le de Schr√∂dinger, les nuages correspondant aux diff√©rents √©lectrons s'interp√©n√®trent ; il n'est pas question de se donner une repr√©sentation individuelle des √©lectrons chacun sur son orbite, comme cela √©tait dans le cas du mod√®le de Bohr. Cela est d'autant plus vrai que les √©lectrons sont des particules identiques indiscernables. Les effets d'√©change am√®nent √† consid√©rer que chaque √©lectron de l'atome est √† la fois sur chaque orbitale occup√©e (correspondant √† une configuration √©lectronique donn√©e). L'ionisation de l'atome (l'arrachement d'un √©lectron de l'atome) peut alors √™tre repr√©sent√©e par le sch√©ma simplifi√© ci-dessous.

Pour √©viter des complications inutiles, on consid√©rera l'atome le plus simple afin de montrer quelques sch√©mas d√©voilant les points fondamentaux du mod√®le :

  • le nuage √©lectronique associ√© √† l'√©tat fondamental, r√©v√©lant (comme d'autres √©tats) la possibilit√© pour l'√©lectron d'√™tre au sein du noyau, ce qui a des cons√©quences en physique nucl√©aire : capture √©lectronique.
  • le nuage √©lectronique associ√© √† une combinaison lin√©aire de deux orbitales associ√©es au premier niveau excit√©. Cet exemple montre la possibilit√© d'obtenir des nuages √©lectroniques pointant vers l'ext√©rieur de l'atome‚Ķ nous sommes ainsi pr√©par√©s aux liaisons mol√©culaires.

Soit ŌĀ(r, őł, ŌÜ) la densit√© de probabilit√© de pr√©sence au point de coordonn√©es sph√©riques (r, őł, ŌÜ). Pour l'√©tat fondamental, la densit√© de probabilit√©, ŌĀ, est maximale au centre de l'atome. Consid√©rons maintenant la densit√© radiale de probabilit√© de pr√©sence (√† la distance r du noyau, toutes les directions confondues) :

P(r) = 4\pi r^2 \cdot \rho(r,0,0),

cette densit√© radiale est maximale pour r = r1 de la premi√®re orbite du mod√®le de Bohr (dans l'expression ci-dessus, on a tenu compte de la sym√©trie sph√©rique de ŌĀ, identique pour toutes les directions). on a en fait :

ŌĀ(0,0,0) > ŌĀ(r1,0,0), mais P(0) < P(r1).
Densit√© de probabilit√© de pr√©sence de l'√©lectron, √©tat fondamental de l'hydrog√®ne ‚ÄĒ la densit√©, dans un plan xy, section droite passant par le centre de l'atome, est indiqu√©e par des niveaux de gris (elle est maximale au centre). La courbe en superposition (axe 0r) donne la densit√© de probabilit√© radiale en fonction de la distance r, c'est-√†-dire la probabilit√© d'√™tre en r toutes directions confondues : elle est maximale pour le premier rayon de Bohr (0,0529 nm).

En fonction de l'état quantique de l'électron (fondamental, excité …) ces nuages peuvent prendre différentes formes, qui sont décrites en particulier par les harmoniques sphériques. La forme la plus simple est la symétrie sphérique, montrée en particulier, ci-dessus, dans le cas de l'état fondamental, |1s>.

Graphe de la densité de probabilité de présence.

Des combinaisons linéaires de fonctions d'onde, utilisant des harmoniques sphériques distinctes, permettent l'apparition d'une anisotropie qui va devenir essentielle pour le passage de la notion d'atome à celle de molécule. Le schéma ci-contre montre une coupe de la densité de probabilité de présence de l'orbitale hybride |2spz > de l'atome d'hydrogène, coupe contenant Oz axe de symétrie de l'orbitale atomique. Pour cet exemple, l'axe Oz devient une direction privilégiée, mais de plus la densité de probabilité de présence s'étale plus loin pour une orientation donnée.

Ce mod√®le permet d'expliquer :

  • la stabilit√© de l'atome, les charges sont acc√©l√©r√©es, mais elles sont contraintes par la m√©canique quantique (relations d'incertitude) ;
  • la forme des mol√©cules : orientation pr√©f√©rentielle des nuages √©lectroniques ;
  • l'organisation des cristaux : le nuage √©lectronique se comporte comme une coquille dure ;
  • les effets spectroscopiques (la quantification des √©changes d'√©nergie) : le nuage ne peut prendre que des formes d√©termin√©es, notamment en ce qui concerne la distance r1 du maximum de densit√© au noyau.

On notera pour terminer que des corrections relativistes sont à apporter, dans le cas des atomes de numéro atomique élevé, pour la détermination des niveaux internes (les vitesses des électrons sur les orbites du modèle de Bohr sont alors importantes).

Le noyau atomique

Article d√©taill√© : Noyau atomique.

Si la m√©canique quantique permit d'expliquer rapidement les caract√©ristiques spectroscopiques des atomes et des mol√©cules, le cŇďur de l'atome, son noyau, fut plus difficile √† comprendre. Les difficult√©s sont ici de deux ordres : l'une correspondant √† l'importance de l'√©nergie des particules sondes permettant d'atteindre les dimensions de l'ordre du fermi, l'autre √† la n√©cessaire invention d'au moins une interaction suppl√©mentaire permettant la stabilit√© d'un noyau constitu√© de protons (qui se repoussent √©lectriquement) et de neutrons.

Cette compréhension de la cohésion du noyau devait aussi expliquer les phénomènes de radioactivité alpha, bêta et gamma, dont les premières observations dataient de la dernière décennie du XIXe siècle.

La d√©cennie qui pr√©c√©da la Seconde Guerre mondiale mena √† la d√©couverte des deux interactions ma√ģtresses de la stabilit√© du cŇďur : l'interaction forte et l'interaction faible. La petitesse de la port√©e de ces deux interactions, respectivement 10-15 m et 10-18 m explique les difficult√©s exp√©rimentales rencontr√©es. Les difficult√©s th√©oriques ne manquent pas, non plus ; il ne s'agit pas de lois physiques aussi simples que celles de l'√©lectromagn√©tisme, m√™me compliqu√©es par la m√©canique quantique, mais de la compr√©hension de toutes les particules √©l√©mentaires‚Ķ L'invention des quarks et des gluons donne ainsi la vision actuelle de l'interaction qui maintient ensemble les nucl√©ons.

Cette physique nucl√©aire m√®ne aussi √† l'explication de la nucl√©osynth√®se, expliquant les aspects nucl√©aires du tableau de Mendele√Įev. On se retrouve l√† dans le foisonnement de la naissance de l'univers et de la dynamique des √©toiles.

Notation

Un atome est couramment désigné par son symbole chimique, complété par son nombre de masse A (égal au nombre de nucléons de l'atome) placé en haut et à gauche du symbole.

Exemple : le carbone 12 de nombre de masse 12 est not√© {}^{12}\mathrm C\,.

Il est d'usage de compléter cette écriture par le numéro atomique Z, placé en bas et à gauche du symbole, pour décrire une réaction nucléaire dans laquelle intervient un isotope.

Le carbone 12 est ainsi noté {}^{12}_{\ 6}\mathrm C\,.

Ainsi, le carbone 14 {}^{14}_{\ 6}\mathrm C\, et le carbone 12 {}^{12}_{\ 6}\mathrm C\, sont deux isotopes.

Notes et références

  1. ‚ÜĎ D√©finitions lexicographiques et √©tymologiques de ¬ę atome ¬Ľ du CNRTL.
  2. ‚ÜĎ E. Clementi, D.L.Raimondi, W.P. Reinhardt, ¬ę Atomic Screening Constants from SCF Functions. II. Atoms with 37 to 86 Electrons ¬Ľ, dans J. Chem. Phys., vol. 47, 1967, p. 1300 [lien DOI] 
  3. ‚ÜĎ Nuclear Size and Density
  4. ‚ÜĎ Un proton est 1 836 fois plus massif qu'un √©lectron.
  5. ‚ÜĎ The Quantum Atom, University of Florida, 2008. Consult√© le 2007-01-04
  6. ‚ÜĎ Atomic Orbitals, Orbital Central, 2001. Consult√© le 2008-01-21
  7. ‚ÜĎ Models of the atomic nucleus: with interactive software Par Norman D. Cook sur Google Livres
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  19. ‚ÜĎ CEA Saclay ‚Äď Spectroscopy of very heavy elements Slide #16 ‚Äď Limit of stability: positron emission.
  20. ‚ÜĎ Walter Greiner, Stefan Schramm, ¬ę Resource Letter QEDV-1: The QED vacuum ¬Ľ, dans American Journal of Physics, vol. 76, no 6, 2008, p. 509-518(10) [texte int√©gral, lien DOI (pages consult√©es le 26/06/2009)]  avec notamment tout une liste de r√©f√©rences √† consulter sur le th√®me de l'√©lectrodynamique quantique.
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  23. ‚ÜĎ Un √©tat triplet est celui d'un couple d'√©lectrons aux spins parall√®les : leur multiplicit√© de spin vaut en effet 2S+1=3 quand S=1, ce qui est le cas avec deux √©lectrons aux spins parall√®les (car S=|s1+s2|=1/2+1/2=1).
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  33. ‚ÜĎ J. Poutanen, ¬ę Gasdynamics and Interstellar Medium ¬Ľ, Universit√© d'Oulu, 2007-03-22. Consult√© le 2008-07-31
  34. ‚ÜĎ Le techn√©tium et le prom√©thium.
  35. ‚ÜĎ Dans cet article de Wikipedia, voir en particulier le paragraphe "Atomes et vide, √™tre et non-√™tre, finalisme et efficience"
  36. ‚ÜĎ Cette notion avait d√©j√† √©t√© √©nonc√©e dans l'Antiquit√©, par Anaxagore de Clazom√®ne, et elle fut accept√©e par un grand nombre de philosophes (√©picuriens, sto√Įciens, etc.) ; ce principe se fondait sur les observations possibles pour l'√©poque et fut √©labor√©e selon une d√©marche scientifique.

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  • atome ‚ÄĒ ATOME. s. m. Corps qu on regarde comme indivisible, √† cause de sa petitesse. D√©mocrite et √Čpicure ont pr√©tendu que le monde √©toit compos√© d atomes, que les corps se formoient par la rencontre fortuite des atomes.Atome, se dit aussi De cette… ‚Ķ   Dictionnaire de l'Acad√©mie Fran√ßaise 1798

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  • ATOME ‚ÄĒ s. m. (O est long dans ce mot.) Corps regard√© comme indivisible, √† cause de son extr√™me petitesse. D√©mocrite et √Čpicure ont pr√©tendu que le monde √©tait compos√© d atomes, que les corps se formaient par la rencontre fortuite des atomes. ¬† Il se dit ‚Ķ   Dictionnaire de l'Academie Francaise, 7eme edition (1835)


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