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Réaction nucléaire



Réaction nucléaire : encyclopédie physique

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Une réaction nucléaire est une transformation d'un ou plusieurs noyaux atomiques. Elle se distingue d'une réaction chimique, qui ne concerne que les électrons ou les liaisons entre les atomes.

Il existe deux types de rĂ©actions nuclĂ©aires : la fission et la fusion. En pratique, deux noyaux atomiques entrent en collision, ce qui gĂ©nère des produits diffĂ©rents des particules originelles. En principe, plus de deux particules pourraient entrer en collision, mais cela est beaucoup moins probable.

La fission est la rupture du noyau de l'atome (sĂ©parant les protons et les neutrons les uns des autres) sous l'effet d'une collision par une particule mouvante (alors que dans le cas de la radioactivitĂ©, la fission du noyau est spontanĂ©e). Noter que si, après une collision, les particules se sĂ©parent sans ĂŞtre transformĂ©es, il n'y a pas de rĂ©action nuclĂ©aire : c'est une simple collision Ă©lastique.
Dans les réacteurs de centrales nucléaires on parle improprement de combustion et de combustible nucléaire.


La fusion est au contraire l'association, la réunion de deux noyaux (en pratique deux protons = noyaux d'hydrogène)pour former un nouveau noyau unique. La propriété remarquable de cette réaction est le fait que la masse du noyau produit est légèrement inférieure à la somme des masses des noyaux initiaux. En raison de l'équivalence entre masse et énergie, cette perte de masse correspond à une libération d'énergie.
Rappelons que selon la théorie de la relativité formulée par Einstein, la masse peut se transformer en énergie et réciproquement, selon la formule E=mc^2 qui énonce que l'énergie potentielle totale de la matière est égale au produit de la masse de matière par le carré de la célérité de la lumière dans le vide. Toute perte de matière libère donc de l'énergie.

Les premières bombes nuclĂ©aires utilisaient le principe de la fission de noyaux lourds atomes d'uranium ou de plutonium, instables (radioactifs), dont la rĂ©action de fission se produit en chaĂ®ne, explosivement, au-delĂ  d'une certaine masse critique de matière. Puis les bombes nuclĂ©aires ont utilisĂ© le principe de fusion de noyaux isotopes lourds de l'hydrogène (deutĂ©rium et tritium) : ce sont les bombes "Ă  hydrogène" ou bombes H, beaucoup plus puissantes et destructrices.

Li6-D Reaction.svg

Dans l'exemple de réaction montré à droite, 6Li et deutérium réagissent en formant un noyau atomique intermédiaire, très excité, de 8Be qui se désintégre très vite en produisant deux particules alpha. Les protons sont représentés par des sphères rouges, et les neutrons, par des sphères bleues.

Représentation[modifier | modifier le code]

Une réaction nucléaire peut être représentée par une équation semblable à celle représentant une réaction chimique. Des désintégrations nucléaires peuvent être représentées d'une manière semblable, mais avec seulement un noyau à gauche.

Chaque particule est écrite avec son symbole chimique, avec son numéro atomique à gauche en bas, et son nombre de masse en haut. Pour le neutron, le symbole est n. Le proton peut être écrit "H" (noyau d'hydrogène) ou "p".

Pour vérifier l'équation, on doit contrôler que les sommes des nombres atomiques soient égales à gauche et à droite (à cause de la loi de conservation de la charge électrique), et que les sommes des nombres de masse soient aussi égales à gauche et à droite (à cause de la loi de conservation du nombre baryonique).
Par exemple :

36Li + 12H → 24He + 24He

Évidemment, l'équation est correcte.
Elle pourrait aussi ĂŞtre Ă©crite :

36Li + 12H → 2 24He

Représentation simplifiée[modifier | modifier le code]

Si quelques particules paraissent très souvent, on utilise des abrĂ©viations. Par exemple, le noyau 4He (qui s'appelle aussi particule alpha, dans un type de radioactivitĂ©) est abrĂ©gĂ© avec la lettre grecque "α". Les deutĂ©rions (hydrogène lourd, 2H) sont dĂ©notĂ©s simplement "D". Aussi, comme les nombres atomiques sont donnĂ©s implicitement par les symboles chimiques, ils peuvent ĂŞtre supprimĂ©s quand l'Ă©quation a Ă©tĂ© vĂ©rifiĂ©e. Finalement, dans beaucoup de rĂ©actions, un noyau relativement lourd est frappĂ© par une particule lĂ©gère d'un petit groupe de particules communes, Ă©mettant une autre particule commune, et produisant un autre noyau. Pour ces rĂ©actions, la notation peut ĂŞtre beaucoup simplifiĂ©e de la manière suivante :

<noyau cible> (particule d'entrée, particule de sortie) <noyau produit>

Par consĂ©quent, on pourrait pĂ©riphraser l'exemple prĂ©cĂ©dent en introduisant des symboles :

36Li + D → α + α

puis, supprimant les nombres atomiques :

6Li + D → α + α

et finalement, utilisant la forme condensĂ©e :

6Li(D,α)α

Conservation de l'Ă©nergie[modifier | modifier le code]

Il est possible que de l'énergie cinétique soit libérée pendant une réaction (réaction exothermique), ou que de l'énergie cinétique doit être ajoutée pour rendre possible la réaction (réaction endothermique). Pour décider cette question, il faut une table de masse des particules très exacte[1].

D'après cette table, le noyau 36Li a une masse atomique de 6,015 unitĂ©s de masse atomique (abrĂ©gĂ© u), le deutĂ©ron a 2,014 u, et le noyau 24He a 4,0026 u. Par consĂ©quent :

  • Masse de repos totale Ă  gauche = 6,015 + 2,014 = 8,029 u
  • Masse de repos totale Ă  droite = 2 Ă— 4,0026 = 8,0052 u
  • Perte de masse = 8,029 - 8,0052 = 0,0238 unitĂ©s de masse atomique.

Dans une rĂ©action nuclĂ©aire, l'Ă©nergie relativiste totale est conservĂ©e. Par consĂ©quent, la masse perdue doit apparaitre comme Ă©nergie cinĂ©tique. Utilisant la formule d'Einstein E = mc2, on peut dĂ©terminer la quantitĂ© d'Ă©nergie libĂ©rĂ©e.

Mais d'abord, il faut calculer l'Ă©nergie Ă©quivalente Ă  une unitĂ© de masse atomique :

1 u c2 = (1,66054 Ă— 10-27 kg) Ă— (2,99792 Ă— 108 m/s)2 
= 1,49242 Ă— 10-10 kg (m/s)2 = 1,49242 Ă— 10-10 J (Joule)
Ă— (1 MeV / 1,60218 Ă— 10-13 J)
= 931,5 MeV,
Par consĂ©quent, 1 u .c2 = 931,5 MeV.

Alors, la quantité d'énergie cinétique produite est 0,0238 × 931 MeV = 22,4 MeV.

Ou, exprimĂ© d'une manière diffĂ©rente : la masse (au repos) est rĂ©duite par 0,3 %.

C'est une grande quantitĂ© d'Ă©nergie pour une rĂ©action nuclĂ©aire ; la quantitĂ© est si grande parce que l'Ă©nergie de liaison par nuclĂ©on du nuclĂ©ide 4He est exceptionnellement large (relativement aux rĂ©actifs), parce que le noyau de 4He est doublement magique. Par consĂ©quent, les particules alpha paraissent souvent au cĂ´tĂ© droit de l'Ă©quation (dans les produits).

L'Ă©nergie libĂ©rĂ©e dans une rĂ©action nuclĂ©aire peut apparaitre en trois manières diffĂ©rentes :

  • Ă©nergie cinĂ©tique des particules produites ;
  • Ă©mission des photons de très grande Ă©nergie, appelĂ©s rayons gamma ;
  • une partie de l'Ă©nergie peut rester dans le noyau, comme niveau mĂ©tastable.

Si le noyau produit est métastable, cela est indiqué par un astérisque ("*") près de son nombre atomique. Éventuellement, cette énergie est libérée par transmutation nucléaire.

En général, le noyau produit a un numéro atomique différent, et par conséquent, la configuration de ses couches électroniques n'est pas juste. Alors les électrons, en s'arrangeant, émettent aussi des rayons X.

"Q-value"[modifier | modifier le code]

En Ă©crivant l'Ă©quation pour la rĂ©action nuclĂ©aire (d'une manière analogue Ă  une Ă©quation pour une rĂ©action chimique) on peut ajouter l'Ă©nergie de rĂ©action Ă  droite :

Noyau cible + projectile → Noyau produit + éjectile + Q.

Pour le cas spécial discuté en haut, nous avons déjà calculé l'énergie de réaction: Q = 22,4 MeV.
Alors :

36Li + 12H → 24He + 24He + 22,4 MeV

L'énergie de réaction ("Q-value" en anglais) est positive pour les réactions exothermiques et négative pour les réactions endothermiques. D'une part, elle est la différence entre les sommes des énergies cinétiques à droite et à gauche. Mais d'autre part, elle est aussi la différence entre les masses de repos nucléaires à gauche et à droite (et de cette manière, nous avons calculé la valeur en haut).

Taux de réaction[modifier | modifier le code]

Le nombre R de rĂ©actions par unitĂ© de temps dans un volume V est donnĂ© par :

R = \int_V \int_E \Phi(\overrightarrow{r},E) \ \Sigma(\overrightarrow{r},E) \ d^3\overrightarrow{r} \ dE
OĂą:
  •  \Phi(\overrightarrow{r},E)  : flux (diffĂ©rentiel) de particules incidentes en  
\overrightarrow{r} compris entre les Ă©nergies  E et  E + dE
  •  \Sigma(\overrightarrow{r},E)  : section efficace macroscopique de la cible en  \overrightarrow{r} pour une particule incidente d'Ă©nergie  E


Dans le cas où le flux et la section efficace macroscopique sont uniformes dans le volume V, il est alors possible de simplifier l'équation ci-dessus de la façon suivante:

 R = V \int_E \Phi(E) \ \Sigma(E) \ dE

Comparaison entre neutrons et ions[modifier | modifier le code]

Dans la collision initiale, les particules doivent s'approcher si près pour que la force nuclĂ©aire forte (d'un rayon d'action très rĂ©duit) puisse entrer en jeu. Comme les particules nuclĂ©aires ont normalement des charges positives, ils doivent surmonter une rĂ©pulsion Ă©lectrostatique considĂ©rable. MĂŞme si le nuclĂ©ide cible fait partie d'un atome neutre, l'autre particule doit s'approcher du noyau de charge positive. Par consĂ©quent, il faut d'abord accĂ©lĂ©rer les projectiles Ă  haute Ă©nergie, par exemple, par :

  • accĂ©lĂ©rateur de particules ;
  • une tempĂ©rature très Ă©levĂ©e, quelques millions de degrĂ©s, produisant des rĂ©actions thermonuclĂ©aires, comme au centre du soleil (voir plus bas) ;
  • rayons cosmiques.

Les neutrons, d'autre part, n'ont pas de charge électrique, et ils peuvent effectuer une réaction nucléaire à des énergies très petites. Fréquemment, la section efficace croît même si l'énergie décroît.

Le Soleil[modifier | modifier le code]

Le Soleil est un énorme réacteur thermonucléaire auto-entretenu. Pour l'instant, aucune dérive n'est à craindre, cette réaction explosive est contenue par la force gravitationnelle.

  • Dans une Ă©toile comme le Soleil, du fait des très hautes tempĂ©ratures qui y règnent, les particules sont très agitĂ©es et ont Ă©normĂ©ment d'Ă©nergie cinĂ©tique (vitesse). Cette agitation est telle que les Ă©lectrons ne peuvent plus « graviter Â» autour du noyau, et qu'ils ont "arrachĂ©s" : les particules constitutives des atomes sont sĂ©parĂ©es, on parle d'Ă©tat plasmatique.
  • A basse tempĂ©rature, deux noyaux, ayant la mĂŞme charge positive, ne s'entrechoquent pas mĂŞme s'ils se dirigent l'un vers l'autre, car, en-dessous d'une certaine distance, la force Ă©lectromagnĂ©tique les font se repousser. Avec la tempĂ©rature croissante, les noyaux gagnent de la vitesse et lors des chocs, ils se rapprochent toujours plus. Lorsque les noyaux entrent alors en contact, la force nuclĂ©aire forte des milliers de fois plus puissante que la force Ă©lectromagnĂ©tique, prĂ©domine, et les noyaux se lient entre eux pour former un seul noyau : c'est la fusion nuclĂ©aire.
  • La propriĂ©tĂ© de cette rĂ©action de fusion rĂ©side dans le fait que la masse du noyau produit est lĂ©gèrement infĂ©rieure Ă  la somme des masses initiales : elle s'accompagne donc d'une libĂ©ration d'Ă©nergie qui augmente encore la tempĂ©rature. (Einstein a montrĂ© par la thĂ©orie de la relativitĂ© que la masse peut se transformer en Ă©nergie et que l'Ă©nergie peut se transformer en masse selon la cĂ©lèbre formule E=mc^2 qui Ă©nonce que l'Ă©nergie est Ă©gale au produit de la masse par le carrĂ© de la cĂ©lĂ©ritĂ© de la lumière (dans le vide). La perte de masse de la rĂ©action citĂ©e plus haut correspond Ă  une libĂ©ration d'Ă©nergie).
  • C'est ainsi qu'en transformant une fraction de sa masse, le Soleil entretien sa production d'Ă©nergie, qui lui permettra de briller pendant plus de 10 milliards d'annĂ©es.
  • Ce sont les rĂ©actions nuclĂ©aires de fusion successives au cĹ“ur des Ă©toiles qui forment progressivement tous les autres Ă©lĂ©ments chimiques plus lourds jusqu'au fer (les Ă©lĂ©ments encore plus lourds Ă©tant formĂ©s par d'autres mĂ©canismes, principalement au cours de l'explosion des supernovas).

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

  • Proton
  • Noyau atomique
  • Neutron
  • Combustible nuclĂ©aire
  • Masse critique (rĂ©action nuclĂ©aire)
  • accident de criticitĂ©
  • physique nuclĂ©aire
  • Formule des quatre facteurs
  • RadioactivitĂ©
  • Bombe atomique

Bibliographie[modifier | modifier le code]

  • {...}

Liens externes[modifier | modifier le code]

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Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ Voir le site du NIST : (en) Atomic Weights and Isotopic Compositions with Relative Atomic Masses


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