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D’où viennent les noyaux ?

Dossier - La radioactivité : le phénomène physique 1/3
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La radioactivité est le plus souvent abordée sous l’angle de ses risques. Elle l’est plus rarement sous l’angle de ses nombreuses applications, et presque jamais (hors des publications spécialisées) sous l’angle du phénomène physique lui-même. Quant à sa riche histoire, elle est parfois réduite à ses aspects anecdotiques (ah, le « hangar » des Curie !). Il a donc paru utile de rassembler un dossier en 3 parties qui traitent du phénomène physique de la radioactivité, de l’histoire de la compréhension de ce phénomène et de sa perception par la société, et enfin de ses multiples applications contemporaines.

  
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La question de l'origine des noyaux s'écarte un peu de la radioactivité au sens strict, mais elle permet de mieux comprendre les relations entre les divers noyaux. La courbe d'Aston montre que les éléments plus légers que le fer sont moins liés que ce dernier, et qu'il en est de même des éléments situés au delà de lui. En d'autres termes, de l'énergie est libérée en assemblant des éléments légers, en les fusionnant, et de l'énergie est libérée en dissociant des éléments lourds, en les fissionnant.

Fusionner des noyaux n'est pas si simple : avant que la force nucléaire ne colle ensemble tous les nucléons (en libérant l'énergie de liaison correspondante), il faut que les noyaux s'approchent à quelques fermis l'un de l'autre. Mais les noyaux possèdent tous des charges électriques positives et se repoussent violemment au delà de ces quelques fermis. Il est indispensable qu'ils soient projetés violemment les uns contre les autres pour vaincre cette répulsion, et donc qu'ils possèdent une grande énergie cinétique. Sauf à disposer d'un accélérateur, la seule possibilité est que le milieu soit très chaud, à des températures dépassant 10 millions de degrés comme on n'en trouve qu'au cœur des étoiles, et pendant les premières minutes du big bang. C'est pourquoi on parle de fusion thermonucléaire.

Si l'on considère maintenant l'abondance dans l'univers des différents noyaux, on constate que le noyau le plus léger l'hydrogène, est de très loin le plus abondant et représente 90% des noyaux. Il est suivi d'assez loin par le second plus léger, l'hélium qui en représente 9%. Tous les autres arrivent à peine à 1% du total, d'où l'échelle logarithmique utilisée sur le graphique qui montre une décroissante régulière avec la masse. A quelques zig-zags près, dont les pics correspondent au carbone, à l'oxygène... et au fer, 100 fois plus abondant qu'il ne « devrait ». Tous ces pics correspondent aux noyaux particulièrement stables, leur présente n'est donc pas si étonnante et montre un lien entre énergie de liaison et abondance des noyaux.

Abondance dans l’univers des différents noyaux dans la photosphère du Soleil et dans les météorites, en échelle logarithmique (d’après Asplund et al. 2004)

Gamow a réalisé dès 1940 que l'on devait précisément s'attendre à pareille distribution si les noyaux les plus légers s'agglutinent les uns aux autres pour former successivement des noyaux de plus en plus lourds au cours d'un processus dynamique encore à l'œuvre. Dans le cadre de la théorie cosmologique du big bang, l'univers a traversé une période si chaude dans le passé qu'aucun noyau n'aurait pu y résister : à la sortie de cette phase, l'univers n'était formé que de protons et de neutrons libres. Le calcul indique qu'il devait y avoir 6 protons pour chaque neutron (en raison de la masse plus légère du proton). Associer chaque paire de neutrons avec une paire de protons pour former un noyau d'hélium conduit à laisser 10 protons seuls pour chaque noyau d'hélium formé. On retrouve bien les abondances relatives de l'hydrogène et de l'hélium. Un mécanisme analogue est d'ailleurs à l'œuvre dans le Soleil où 4 protons fusionnent en un noyau d'hélium (plus 2 positrons et deux neutrinos), en libérant l'énergie qui permet au Soleil de briller.

Mais le processus imaginé par Gamow ne permet pas de former, au cours des 3 minutes où l'univers est assez chaud, autre chose que l'hélium, le lithium, le béryllium et le bore (les 4 éléments les plus légers après l'hydrogène). Il est impossible de former du carbone (Z=6) et a fortiori les éléments suivants. Le carbone s'obtient en fait en assemblant simultanément trois noyaux d'hélium, mais ceci n'est possible que dans les étoiles. Les étoiles plus lourdes que le Soleil effectuent des synthèses successives, de l'hydrogène en hélium, de l'hélium en carbone, puis en azote et en oxygène, de ceux-ci en néon, puis en silicium avant d'arriver au fer dans les étoiles les plus lourdes. En explosant en supernovae, les étoiles disséminent dans l'espace ces éléments, qui finissent par former de nouvelles étoiles, ou des planètes.

Abondance des éléments dans l’univers et mode de formation

Mais cela n'explique pas l'origine des éléments plus lourds que le fer, dont la formation nécessite un apport d'énergie. Dans des étoiles très lourdes et très chaudes, une partie de l'énergie produite par les fusions peut être employée à cette fin. En présence d'un flux intense de neutrons, les noyaux  peuvent en capturer et progresser ainsi en remontant la vallée de stabilité. Mais à capturer des neutrons, le noyau devient de plus en plus instable, et il retrouve une meilleure stabilité par une transition bêta moins. Si le noyau se transmute avant de capturer un autre neutron, la synthèse suit à peu près le fond de la vallée de stabilité jusqu'au bismuth 209. Il faut pour cela un environnement stable, comme dans les étoiles géantes rouges pendant le flash de l'hélium. On parle alors de processus s (pour slow, lent). Le noyau peut au contraire capturer un autre neutron avant de subir une transition bêta, et la synthèse ne suit plus le fond de la vallée. Ce processus r (pour rapid) est uniquement possible au cours d'une phase explosive, dans les supernovae.


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Animation montrant la succession des noyaux formés par le processus r au cours de l’explosion d’une supernova © S. Wanajo et al Université de Tokyo

Un processus similaire, le processus rp agit de l'autre côté de la vallée, dans les environnements très chauds et riches en protons (comme les novae, ou les bouffées X). Les noyaux s'enrichissent ainsi en protons. Enfin, les rayons cosmiques fabriquent également des noyaux, mais plutôt en brisant des noyaux plus lourds (processus de spallation).

Tout ceci peut se résumer dans ce tableau périodique des éléments, où la couleur correspond au mécanisme principal de formation :

Avant de clore ce chapitre, disons un mot de la fission. En effet, les noyaux lourds une fois formés peuvent encore évoluer en se brisant en deux plus légers. La fission spontanée est rare, mais la fission provoquée par la collision d'un projectile (le plus souvent un neutron) sur une cible, un noyau lourd, est bien plus facile en comparaison. De plus, la fragmentation produit en général des neutrons secondaires : une réaction en chaîne est alors possible si ces neutrons vont percuter d'autres noyaux lourds, qui fissionnent à leur tour en produisant à nouveau d'autres neutrons qui à leur tour...

© http://radioactivite2.free.fr/

Même si cela peut arriver spontanément comme à Oklo, au Niger, où un réacteur naturel a fonctionné pendant 400 000 ans dans un gisement d'uranium, il y a deux milliards d'années, il n'est pas si simple de provoquer une réaction en chaîne. En effet, les neutrons doivent trouver une cible minuscule, les noyaux, qui ne mesurent que 7 fermis et se trouvent à 350 000 fermis les uns des autres. Si la quantité de matériau fissile est trop faible, les neutrons s'en échappent avant de provoquer une nouvelle fission. Pour entretenir une réaction en chaîne, il est donc indispensable d'en rassembler une quantité minimale, la masse critique, de l'ordre de 50 kg pour l'uranium 235, ou 10 kg pour le plutonium 239. C'est pour cela qu'on ne peut pas construire de tout petits réacteurs nucléaires.

De plus, les neutrons doivent passer assez lentement à proximité de leur cible pour être capturés, et on utilise pour cela un modérateur auquel la matière fissile est mélangée. Le modérateur est formé de noyaux assez légers pour que les collisions des neutrons avec le modérateur leur fasse perdre assez d'énergie pour induire des fissions. On utilise essentiellement l'hydrogène, sous forme d'eau (légère ou lourde), ou le carbone sous forme de graphite. L'eau légère est le plus efficace, mais beaucoup de neutrons sont perdus et son emploi exige d'utiliser de l'uranium enrichi en uranium 235, plus fissile. L'eau lourde (où l'hydrogène est remplacé par son isotope le deutérium) est un modérateur moins efficace, mais elle permet d'employer de l'uranium naturel, sans enrichissement. Pour stopper la réaction en chaîne, on peut soit réduire la quantité de matériau fissile en dessous de la masse critique, soit plus aisément introduire des matériaux qui absorbent facilement des neutrons comme le bore ou le cadmium.

Schéma de principe d’un réacteur nucléaire © Wikimedia Commons

Revenons à la radioactivité proprement dite, et à ses effets dans la matière.