Reaction nucleaire

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Reaction nucleaire

Réaction nucléaire

Une réaction nucléaire est une transformation d'un ou plusieurs noyaux atomiques, elle se distingue d'une réaction chimique qui concerne les électrons ou les liaisons entre les atomes. Dans une réaction nucléaire, deux noyaux atomiques entrent en collision et produisent des produits différents des particules originelles. En principe, plus de deux particules pourraient entrer en collision, mais cela est beaucoup moins probable.
Dans le cas de la radioactivité, la transformation est spontanée, mais dans le cas d'une réaction nucléaire, elle est produite par une particule mouvante. Si les particules se séparent après la collision sans être transformées, le processus n'est pas une réaction, mais une collision élastique.

Li6-D Reaction.png

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. Ici, les protons sont représentés par des sphères rouges, et les neutrons, par des sphères bleues.

Sommaire

Représentation

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 v√©rifier l'√©quation, on doit contr√īler que les sommes des nombres atomiques soient √©gales √† gauche et √† droite (√† cause de la loi de conservation de la charge √©lectrique), et que les sommes des nombres de masse soient aussi √©gales √† gauche et √† droite (√† cause de la loi de conservation du nombre baryonique).
Par exemple :

36Li + 12H ‚Üí 24He + 24He

√Čvidemment, l'√©quation est correcte.
Elle pourrait aussi √™tre √©crite :

36Li + 12H ‚Üí 2 24He

Représentation simplifiée

Si quelques particules paraissent tr√®s souvent, on utilise des abr√©viations. Par exemple, le noyau 4He (qui s'appelle aussi particule alpha, dans un type de radioactivit√©) est abr√©g√© avec la lettre grecque "őĪ". Les deut√©rions (hydrog√®ne lourd, 2H) sont d√©not√©s simplement "D". Aussi, comme les nombres atomiques sont donn√©s implicitement par les symboles chimiques, ils peuvent √™tre supprim√©s quand l'√©quation a √©t√© v√©rifi√©e. Finalement, dans beaucoup de r√©actions, un noyau relativement lourd est frapp√© par une particule l√©g√®re d'un petit groupe de particules communes, √©mettant une autre particule commune, et produisant un autre noyau. Pour ces r√©actions, la notation peut √™tre beaucoup simplifi√©e de la mani√®re suivante :

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

Par cons√©quent, on pourrait p√©riphraser l'exemple pr√©c√©dent en introduisant des symboles :

36Li + D ‚Üí őĪ + őĪ

puis, supprimant les nombres atomiques :

6Li + D ‚Üí őĪ + őĪ

et finalement, utilisant la forme condens√©e :

6Li(D,őĪ)őĪ

Conservation de l'énergie

Il est possible que de l'√©nergie cin√©tique soit lib√©r√©e pendant une r√©action (r√©action exothermique), ou que de l'√©nergie cin√©tique doit √™tre ajout√©e pour rendre possible la r√©action (r√©action endothermique). Pour d√©cider cette question, il faut une table de masse des particules tr√®s exacte, voir le site du NIST : (en) Atomic Weights and Isotopic Compositions with Relative Atomic Masses.

D'apr√®s cette table, le noyau 36Li a une masse atomique de 6,015 unit√©s de masse atomique (abr√©vi√© u), le deut√©ron a 2,014 u, et le noyau 24He a 4,0026 u. Par cons√©quent :

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

Dans une r√©action nucl√©aire, l'√©nergie relativiste totale est conserv√©e. Par cons√©quent, la masse perdue doit apparaitre comme √©nergie cin√©tique. Utilisant la formule d'Einstein E = mc2, on peut d√©terminer la quantit√© d'√©nergie lib√©r√©e.

Mais d'abord, il faut calculer l'√©nergie √©quivalente √† une unit√© de masse atomique :

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

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

Ou, exprim√© d'une mani√®re diff√©rente : la masse (au repos) est r√©duite par 0,3 %.

C'est une grande quantit√© d'√©nergie pour une r√©action nucl√©aire ; la quantit√© est si grande parce que l'√©nergie de liaison par nucl√©on du nucl√©ide 4He est exceptionnellement large (relativement aux r√©actifs), parce que le noyau de 4He est doublement magique. Par cons√©quent, les particules alpha paraissent souvent au c√īt√© droit de l'√©quation (dans les produits).

L'√©nergie lib√©r√©e dans une r√©action nucl√©aire peut apparaitre en trois mani√®res diff√©rentes :

Si le noyau produit est m√©tastable, cela est indiqu√© par un ast√©risque ("*") pr√®s de son nombre atomique. √Čventuellement, cette √©nergie est lib√©r√©e par transmutation nucl√©aire.

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"

En √©crivant l'√©quation pour la r√©action nucl√©aire (d'une mani√®re analogue √† une √©quation pour une r√©action chimique) on peut ajouter l'√©nergie de r√©action √† 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 ‚Üí 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

Si une réaction est vérifiée quant aux numéros atomiques et nombres de masse (comme montré en haut), cela ne veut pas dire que la réaction peut avoir lieu. Le taux de réaction dépend de l'énergie des particules, du flux des particules et de la section efficace de la réaction.

Comparaison entre neutrons et ions

Dans la collision initiale, les particules doivent s'approcher si près pour que la force nucléaire forte (d'un rayon d'action très réduit) puisse entrer en jeu. Comme les particules nucléaires ont normalement des charges positives, ils doivent surmonter une répulsion électrostatique considérable. Même si le nucléide cible fait partie d'un atome neutre, l'autre particule doit s'approcher du noyau de charge positive. Par conséquent, il faut d'abord accélérer les projectiles à haute énergie, par exemple, par:

Les neutrons, d'autre part, n'ont pas de charge √©lectrique, et ils peuvent effectuer une r√©action nucl√©aire √† des √©nergies tr√®s petites. Fr√©quemment, la section efficace cro√ģt m√™me si l'√©nergie d√©cro√ģt.

Le Soleil

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. Regardons ce qui ce passe au sein du Soleil pour comprendre ce qu'est une réaction nucléaire.

  • Il existe deux types de r√©actions, la fission et la fusion, la fission consiste √† s√©parer le noyau de l'atome (s√©parer les protons et les neutrons entre eux) et la fusion est le fait d'associer deux noyaux pour former un nouveau noyau. Tous les √©l√©ments sont form√©s ainsi : √† l'origine de l'Univers, il n'y avait que de l'hydrog√®ne (et une faible partie d'h√©lium) mais les r√©actions au cŇďur des √©toiles forment tous les autres √©l√©ments jusqu'au fer, les √©l√©ments plus lourds sont form√©s par un autre proc√©d√©, principalement au cours de l'explosion des supernovas.
  • Sachez que la fusion produit beaucoup plus d'√©nergie (Les premi√®res bombes nucl√©aires fissionnaient des atomes d'uranium ou de plutonium ; mais aujourd'hui les bombes nucl√©aires fusionnent des atomes hydrog√®ne (ou plut√īt ses isotopes "lourds", ce sont les bombes H. Ces bombes sont beaucoup plus puissantes et destructrices). Elles incorporent aussi plus de r√©actifs.
  • Dans notre Soleil, du fait des tr√®s hautes temp√©ratures qui y r√®gnent, les particules sont tr√®s agit√©es et poss√®dent √©norm√©ment d'√©nergie cin√©tique (vitesse). Du fait de la grande vitesse des atomes, les atomes ne peuvent exister sous forme normale car les √©lectrons refusent de 'graviter' autour. (Imaginez que la Terre est le noyau et que la Lune est un √©lectron; si on chauffe la Terre (soyez imaginatif) elle se mettra √† vibrer. Plus on chauffe, plus elle vibre fort, ces vibrations deviendront si fortes que la Lune ne pourra plus tourner autour, on dira donc que la Terre est "ionis√©e").
  • Bien qu'ils se dirigent les uns vers les autres, les noyaux ne s'entrechoquent pas car la force √©lectromagn√©tique les repousse (les noyaux sont tous les deux positifs). Mais si on augmente la temp√©rature, les noyaux gagnent de la vitesse et lors des chocs, ils se rapprochent toujours de plus en plus, jusqu'√† ce que les noyaux entrent en contact et que la force nucl√©aire forte prenne le relais, mais comme elle est des milliers de fois plus puissante que la force √©lectromagn√©tique, les noyaux se lient entre eux et forment un seul atome.
  • La propri√©t√© remarquable de cette r√©action r√©side dans le fait que la masse du noyau est l√©g√®rement inf√©rieure √† la somme des masses des deux protons du d√©but de la r√©action. La r√©action nucl√©aire de fusion s'accompagne donc d'une perte de masse. (Mais fondamentalement c'est la m√™me chose pour les r√©actions chimiques, ainsi que toute autre manifestation √©nerg√©tique.)
  • Or, Einstein montra par la th√©orie de la relativit√© que la masse peut se transformer en √©nergie et que l'√©nergie peut se transformer en masse selon la c√©l√®bre formule E = MC2 qui √©nonce que l'√©nergie est √©gale au produit de la masse par le carr√© de la c√©l√©rit√©. La perte de masse de la r√©action cit√©e plus haut correspond √† une lib√©ration d'√©nergie. C'est ainsi qu'en transformant une fraction de sa masse que notre Soleil trouve les ressources qui lui sont n√©cessaires. Cette m√©thode est beaucoup plus efficace que les r√©actions chimiques ou la contraction Kelvin-Helmholtz. Elle permet √† une √©toile comme la n√ītre de briller pendant plus de 10 milliards d'ann√©es.
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