Différences entre les versions de « Le noyau atomique/Les réactions nucléaires »

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Selon la nature du projectile et le processus causant la fission, on distingue :
 
* La fission par '''photofissionphoto-fission'''. Le projectile est un photon gamma de haute énergie qui est absorbé par le noyau. L'absorption fait passer le noyau impacté dans un état excité, où il est en surplus d'énergie. Le noyau peut éliminer ce surplus (se désexciter) en émettant un photon gamma, ou en fissionnant. Dans le dernier cas, on fait face à une fission induite par photofissionphoto-fission.
* La fission par '''spallation'''. Ici, le projectile est une particule matérielle qui impacte le noyau tellement fort qu'il se brise en plusieurs éléments. Ce n'est donc pas tellement une fission mais plus un cassage de noyau avec des projectiles très énergétiques.
* La fission par capture d'un nucléon. Ici, le projectile est un neutron de faible énergie, qui est absorbé par le noyau. La différence avec la spallation est que l'impact n'est pas assez puissant pour casser le noyau. L'absorption du nucléon fait passer le noyau en état excité, ce qui le force à fissionner pour se désexciter. Un exemple classique, vu au chapitre précédent, est celui de la fission induite de l'Uranium-235. Quand un noyau d'U-235 absorbe un neutron, il devient un noyau d'U-236 instable qui fissionne en un noyau de Barium-141, un noyau de Krypton-92 et quelques neutrons. La fission en question est illustrée ci-contre.
Peu après le Big-Bang, les premiers noyaux à s'être formé étaient de l'Hydrogène et de l'Hélium : environ 75% d'H et 25% d'He, avec quelques traces des autres éléments. Les premières étoiles à s'être formées étaient intégralement composées d'Hydrogène et d'Hélium, les deux éléments chimiques les plus communs dans l'univers. Les autres éléments sont apparus dans les étoiles, grâce aux réactions nucléaires que l'on trouve en leur sein. Les étoiles peuvent être vues comme de formidables réacteurs nucléaires de fusion, qui créent les éléments lourds (au-delà de H et de He) lors de leur vie. Sans étoiles, nous n'aurions jamais eu de Carbone, d'Oxygène, de Silicium, etc.
 
Toute étoile venant de naitrenaître est majoritairement composée d'H et de He, avec quelques pourcents d'autres éléments. Elle commence par transformer son H en He. Puis, elle va fusionner son Hélium pour donner du Carbone, qui lui-même sera transformée en Oxygène, et ainsi de suite jusqu’au Fer. L'étoile décante sous l'effet de la gravité et se stratifie progressivement par sa densité, chaque élément chimique donnant une couche à l'intérieur de l'étoile. Une fois arrivé au Fer, celui-ci ne peut plus fusionner en noyaux stables. Les réactions nucléaires s’arrêtent alors et l'étoile meurt. La section qui va suivre va expliquer comment les étoiles fabriquent ces éléments, comment chaque élément est fabriqué l'un après l'autre au cours de la vie de l'étoile.
 
Dans les grandes lignes, on peut distinguer plusieurs réactions nucléaires principales dans les étoiles :
====La chaine proton-proton====
 
La première réaction que nous allons voir est prédominante chez les jeunes étoiles, surtout celles de faible masse. Il s'agit de la '''chainechaîne proton-proton''', qui combinent plusieurs noyaux d'Hydrogène pour former de l'Hélium-4. Plutôt que d'une réaction unique, la chainechaîne proton-proton est une chainechaîne de réactions qui s'enchainents’enchaînent les unes à la suite des autres. La réaction commence avec un noyau d'hydrogène, sur lequel des réactions de fusion et d'ajout de protons vont agir l'une après l'autre, augmentant ainsi son nombre de masse jusqu’à obtenir de l'Hélium-4.
 
On distingue plusieurs réactions en chainechaîne proton-proton, qui sont au nombre de quatre. En tout, on distingue les chaineschaînes proton-proton de type I, II, III et IV. Environ 83.30% de l'Hélium est créé par la chainechaîne de type I, 16.68% par celle de type II, et 0.02 % par celle de type III - la chainechaîne de type IV est tellement rare qu'elle est négligeable. Elles partagent toutes les deux premières étapes, qui sont identiques dans toutes les réactions en chainechaîne proton-proton. Lors de ces deux premières étapes, un noyau d'hydrogène subit deux réactions de capture protonique, qui donne naissance à de l'Hélium-3. Vous remarquerez que le résultat final, l'Hélium-3, contient un neutron, qui est naturellement produit par désintégration bêta. Les réactions suivantes sont des réactions de fusion, qui varient selon la chainechaîne considérée.
 
{|class="wikitable"
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|La réaction proton-proton classique, aussi appelée '''chainechaîne proton-proton de type I''', est illustrée ci-contre. Elle comprend les trois étapes suivantes :
 
* En premier lieu, deux protons/noyaux d'Hydrogène (protium) fusionnent et donnent un noyau de Deutérium. En réalité, la fusion des deux noyaux d'H donne un diproton (un noyau d'Helium-0) instable, qui se désintègre en Deutérium par désintégration bêta.
: <math>^3_2\hbox{He} + ^3_2\hbox{He} \rightarrow ^4_2\hbox{He} + 2 p</math>
 
''La première étape de la réaction, la fusion de deux protons en Hélium, est extrêmement rare : seulement une collision sur un plusieurs milliards donne lieu à cette fusion. Il faut dire que la fusion de deux protons donne naissance à un diproton (noyau d'Hélium-0) très instable, qui se désintègre spontanément en deux protons isolés. La désintégration bêta, qui donne naissance un noyau de Deutérium, nécessaire pour poursuivre la chainechaîne proton-proton, est beaucoup plus rare.''
|[[File:Fusion in the Sun.svg|vignette|ChaineChaîne proton-proton de type I.]]
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|Avec la '''chainechaîne proton-proton de type II''', l’enchainementl’enchaînement des réactions est le suivant :
 
* La première et seconde étapes restent identiques.
: <math>^7_3\hbox{Li} + p \rightarrow 2 ^4_2\hbox{He}</math>
 
|[[File:Proton-Proton II chain reaction.svg|vignette|ChaineChaîne proton-proton de type II.]]
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|Avec la '''chaine proton-proton de type III''', l’enchainementl’enchaînement des réactions est le suivant :
 
* La première et seconde étapes restent identiques.
: <math>^2_1\hbox{H} + p \rightarrow ^3_2\hbox{He} + \gamma</math>
 
* Comme pour la seconde chainechaîne, un noyau d'Hélium-3 fusionne avec un noyau d'Hélium-4 et donne un noyau de Béryllium-7. La réaction dégage de l'énergie sous la forme d'un rayon gamma.
 
: <math>^3_2\hbox{He} + ^4_2\hbox{He} \rightarrow ^7_4\hbox{Be} + \gamma</math>
: <math>^8_4\hbox{Be} \rightarrow 2 ^4_2\hbox{He}</math>
 
|[[File:Proton-Proton III chain reaction.svg|vignette|ChaineChaîne proton-proton de type III.]]
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|Avec la '''chainechaîne proton-proton de type IV''', l’enchainementl’enchaînement des réactions est le suivant :
 
* La première et seconde étapes restent identiques.
|}
 
Précisons enfin que le Deutérium peut aussi être produit par une réaction nucléaire impliquant deux protons et un électron. La réaction fait intervenir une capture électronique, différente de la désintégration bêta de la chainechaîne proton-proton.
 
: <math>2 p + e^+ \rightarrow ^2_1\hbox{H} + v_e</math>
 
L'ensemble des réactions des différentes chaineschaînes proton-proton et la réaction précédente peut se résumer grâce au graphique ci-dessous.
 
[[File:Proton proton cycle.svg|centre|vignette|upright=2.0|Cycle Proton-proton.]]
====Le cycle CNO====
 
Les chaineschaînes proton-proton ne sont pas les seules réactions qui transforment l'Hydrogène en Hélium dans les étoiles. Il faut aussi citer une autre classe de réactions, regroupées sous le nom de '''cycles CNO (Carbon Nitrogen Oxygen)'''. Ces dernières impliquent des atomes de Carbone, d’Oxygène et d'Azote, qui sont consommés dans la réaction, mais sont régénérés avant la fin du cycle. En clair, ils agissent comme catalyseurs de la réaction nucléaire. En ne tenant compte que du début et du résultat final de la réaction, le cycle CNO s'écrit comme suit :
 
: <math>4 p + 2 e^- \rightarrow ^4_2\hbox{He} + 2 e^+ + 2 e^- + 2 v_e + 3 \gamma</math>
: <math>4 p + 2 e^- \rightarrow ^4_2\hbox{He} + 2 v_e + 3 \gamma</math>
 
Il existe en tout quatre cycles CNO différents, appelés cycle CNO I, II, III et IV, à l'instar des chaineschaînes proton-proton.
 
{|class="wikitable"
: <math>^8_4 \operatorname{B_e} + ^4_2 \operatorname{H_e} \rightarrow ^{12}_6 \operatorname{C} + \gamma</math>
 
La réaction libère environ 7.275 MeV d'énergie. Elle n'a lieu que si la température est suffisamment intense, typiquement vers une centaine de millions de degrés (<<math>10^8</math> °c. Cela n'arrive qu'une fois que l'étoile a consommé la quasi-totalité de son Hydrogène en Hélium. La température chutant temporairement, suite au tarissement des réactions proton-proton, l'étoile se contracte alors. La hausse de pression qui en découle fait grimper la température du noyau stellaire, jusqu’à ce que les réactions de chainechaîne triple-alpha puissent démarrer. L'étoile transforme alors son Hélium en Carbone.
 
====Les réactions alpha====
 
Les '''réactions alpha''' fabriquent des éléments lourds, plus lourds que le Carbone-12, par addition de particules alpha. Il s'agit formellement d'une chainechaîne de réactions nucléaires, chacune fusionnant une particule alpha à l'atome formé dans la réaction précédente. La chainechaîne de réaction commence au Carbone-12, qui est l'équivalent de trois particules alpha. Vu que chaque réaction ajoute une particule alpha, tous les atomes de la chainechaîne sont formés d'un multiple de particules alpha, ce qui leur vaut le nom d'''éléments alpha''. Ils comprennent : l'Oxygène (O), le Néon (Ne), le Magnésium (Mg), le Silicium (Si), le Soufre (S), l'Argon (Ar), le Calcium (Ca), le Titane (Ti), le Chrome (Cr), le Fer (Fe) et le Nickel (Ni). La chainechaîne s’arrête au Nickel-56, qui est le plus stable des éléments de la chainechaîne.
 
: <math>_6^{12}C + _2^4He -> _{8}^{16}O + \gamma</math>
: <math>^{12}_6\hbox{C} + ^{12}_6\hbox{C} \rightarrow ^{24}_{12}\hbox{Mg} + \gamma</math>
 
Le Néon subit lui aussi des réactions de fusion avec d'autres éléments. Il peut fusionner avec un noyau d'hélium ou capturer un neutron, sans compter qu'il peut être brisé suite ànà l'absorption d'un photon gamma (photofissionphoto-fission). Les '''réactions de fusion du Néon''' sont les suivantes :
 
: <math>^{20}_{10}\hbox{Ne} + \gamma \rightarrow ^{16}_{8}\hbox{O} + ^4_2\hbox{He}</math>
 
Enfin, nous devons terminer avec les '''réactions de fusion du Silicium'''.
À la différence des réactions précédente, il s'agit ici d'une chainechaîne de réactions qui se suivent les unes les autres, et qui impliquent toutes la fusion du Silicium avec une particule alpha.
Exactement comme les réactions alpha, mais qui commenceraient avec le Silicium.