« Le noyau atomique/Les réactions nucléaires » : différence entre les versions
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Ligne 38 :
Selon la nature du projectile et le processus causant la fission, on distingue :
* La fission par '''
* 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.
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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
Dans les grandes lignes, on peut distinguer plusieurs réactions nucléaires principales dans les étoiles :
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====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 '''
On distingue plusieurs réactions en
{|class="wikitable"
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|La réaction proton-proton classique, aussi appelée '''
* 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.
Ligne 110 :
: <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
|[[File:Fusion in the Sun.svg|vignette|
|-
|Avec la '''
* La première et seconde étapes restent identiques.
Ligne 132 :
: <math>^7_3\hbox{Li} + p \rightarrow 2 ^4_2\hbox{He}</math>
|[[File:Proton-Proton II chain reaction.svg|vignette|
|-
|Avec la '''chaine proton-proton de type III''',
* La première et seconde étapes restent identiques.
Ligne 141 :
: <math>^2_1\hbox{H} + p \rightarrow ^3_2\hbox{He} + \gamma</math>
* Comme pour la seconde
: <math>^3_2\hbox{He} + ^4_2\hbox{He} \rightarrow ^7_4\hbox{Be} + \gamma</math>
Ligne 157 :
: <math>^8_4\hbox{Be} \rightarrow 2 ^4_2\hbox{He}</math>
|[[File:Proton-Proton III chain reaction.svg|vignette|
|-
|Avec la '''
* La première et seconde étapes restent identiques.
Ligne 172 :
|}
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
: <math>2 p + e^+ \rightarrow ^2_1\hbox{H} + v_e</math>
L'ensemble des réactions des différentes
[[File:Proton proton cycle.svg|centre|vignette|upright=2.0|Cycle Proton-proton.]]
Ligne 182 :
====Le cycle CNO====
Les
: <math>4 p + 2 e^- \rightarrow ^4_2\hbox{He} + 2 e^+ + 2 e^- + 2 v_e + 3 \gamma</math>
Ligne 190 :
: <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
{|class="wikitable"
Ligne 323 :
: <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
====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
: <math>_6^{12}C + _2^4He -> _{8}^{16}O + \gamma</math>
Ligne 367 :
: <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
: <math>^{20}_{10}\hbox{Ne} + \gamma \rightarrow ^{16}_{8}\hbox{O} + ^4_2\hbox{He}</math>
Ligne 396 :
Enfin, nous devons terminer avec les '''réactions de fusion du Silicium'''.
À la différence des réactions précédente, il s'agit ici d'une
Exactement comme les réactions alpha, mais qui commenceraient avec le Silicium.
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