Element chimique

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Element chimique

ÉlĂ©ment chimique

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On dĂ©finit par Ă©lĂ©ment chimique, ou simplement Ă©lĂ©ment, une catĂ©gorie d'atomes ayant en commun le mĂȘme nombre de protons dans leur noyau atomique, ce nombre, notĂ© Z, dĂ©finissant le numĂ©ro atomique de l'Ă©lĂ©ment. Les propriĂ©tĂ©s chimiques sont dĂ©terminĂ©es par la configuration Ă©lectronique de l'atome, qui dĂ©pend directement du numĂ©ro atomique.

L'hydrogĂšne, le carbone, l'azote, l'oxygĂšne, sont des Ă©lĂ©ments chimiques, de mĂȘme que le fer, le cuivre, l'argent, l'or, etc. Au total, 117 Ă©lĂ©ments chimiques ont Ă©tĂ© observĂ©s Ă  ce jour, de numĂ©ros atomiques allant de 1 Ă  118 Ă  l'exception de l'Ă©lĂ©ment 117. Parmi ceux-ci, 94 Ă©lĂ©ments se rencontrent dans le milieu naturel, et 80 Ă©lĂ©ments ont au moins un isotope stable : tous ceux de numĂ©ros atomiques infĂ©rieur ou Ă©gal Ă  82 exceptĂ© les Ă©lĂ©ments 43 et 61.

Un élément chimique ne peut pas se transformer en un autre élément par une réaction chimique, seule une réaction nucléaire appelée transmutation peut y parvenir. Cette définition moderne a été formulée en substance pour la premiÚre fois par le chimiste français Antoine Lavoisier en 1789[1],[2].

Une substance pure constituĂ©e d'atomes du mĂȘme Ă©lĂ©ment est appelĂ©e corps simple, et ne peut pas ĂȘtre dĂ©composĂ©e en d'autres Ă©lĂ©ments distincts, ce qui diffĂ©rencie un corps simple d'un composĂ© chimique. L'oxygĂšne est un Ă©lĂ©ment chimique, mais le gaz appelĂ© couramment oxygĂšne est un corps simple dont le nom exact est dioxygĂšne, de formule O2, pour le distinguer de l'ozone, de formule O3, qui est Ă©galement un corps simple ; l'ozone et le dioxygĂšne sont des variĂ©tĂ©s allotropiques de l'Ă©lĂ©ment oxygĂšne. L'Ă©tat standard d'un Ă©lĂ©ment chimique est celui du corps simple dont l'enthalpie standard de formation est la plus faible aux conditions normales de tempĂ©rature et de pression, par convention Ă©gale Ă  zĂ©ro.

Les Ă©lĂ©ments chimiques sont communĂ©ment classĂ©s dans une table issue des travaux du chimiste russe Dimitri MendeleĂŻev et appelĂ©e « tableau pĂ©riodique des Ă©lĂ©ments Â» :

  1 2   3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18
1 H He
2 Li Be B C N O F Ne
3 Na Mg Al Si P S Cl Ar
4 K Ca   Sc Ti V Cr Mn Fe Co Ni Cu Zn Ga Ge As Se Br Kr
5 Rb Sr   Y Zr Nb Mo Tc Ru Rh Pd Ag Cd In Sn Sb Te I Xe
6 Cs Ba * Lu Hf Ta W Re Os Ir Pt Au Hg Tl Pb Bi Po At Rn
7 Fr Ra * Lr Rf Db Sg Bh Hs Mt Ds Rg Cn Uut Uuq Uup Uuh Uus Uuo
  ↓  
  * La Ce Pr Nd Pm Sm Eu Gd Tb Dy Ho Er Tm Yb  
  * Ac Th Pa U Np Pu Am Cm Bk Cf Es Fm Md No
 
  Tableau pĂ©riodique des Ă©lĂ©ments chimiques

Sommaire

Les éléments

Abondance naturelle

Abondance des dix éléments les plus fréquents dans notre galaxie, estimée par spectroscopie[3]
Z ÉlĂ©ment Parties par million
1     HydrogĂšne 739 000        
2     HĂ©lium 240 000        
8     OxygĂšne 10 400        
6     Carbone 4 600        
10     NĂ©on 1 340        
26     Fer 1 090        
7     Azote 960        
14     Silicium 650        
12     MagnĂ©sium 580        
16     Soufre 440        

En tout, 117 Ă©lĂ©ments ont Ă©tĂ© observĂ©s au 1er juillet 2009. « ObservĂ© Â» peut simplement vouloir dire qu'on en a dĂ©tectĂ© au moins un atome de façon raisonnablement sĂ»re : ainsi, seuls trois atomes de l'Ă©lĂ©ment 118 ont Ă©tĂ© dĂ©tectĂ©s Ă  ce jour, et ce de façon indirecte Ă  travers les produits de leur chaĂźne de dĂ©sintĂ©gration. L'UICPA n'a validĂ© que les 112 premiers Ă©lĂ©ments par numĂ©ro atomique croissant[4], dont elle a entĂ©rinĂ© les noms en anglais ainsi que les symboles chimiques internationaux ; le dernier en date (juin 2009) est l'Ă©lĂ©ment 112, qui devrait s'appeler en français copernicium et avoir pour symbole chimique Cn.

Seuls 94 Ă©lĂ©ments sont observĂ©s sur Terre dans le milieu naturel, parmi lesquels six ne sont prĂ©sents qu'Ă  l'Ă©tat de traces — le technĂ©tium 43Tc, le promĂ©thĂ©um 61Pm, l'astate 85At, le francium 87Fr, le neptunium 93Np et le plutonium 94Pu. Tous ces Ă©lĂ©ments ont Ă©galement Ă©tĂ© dĂ©tectĂ©s dans l'espace, ainsi peut-ĂȘtre que le californium 98Cf.

Les 22 autres éléments observés qui n'existent ni sur Terre ni dans l'espace ont été produits artificiellement par fusion nucléaire à partir d'autres éléments plus légers.

Selon le modĂšle standard de la cosmologie, l'abondance relative des isotopes des 95 Ă©lĂ©ments naturels dans l'univers rĂ©sulte de quatre phĂ©nomĂšnes[5] :

Numéro atomique

Le numĂ©ro atomique d'un Ă©lĂ©ment, notĂ© Z (en rĂ©fĂ©rence Ă  l'allemand Ordnungszahl), est Ă©gal au nombre de protons contenu dans les noyaux des atomes de cet Ă©lĂ©ment. Par exemple, tous les atomes d'hydrogĂšne ne comptent qu'un seul proton, donc le numĂ©ro atomique de l'hydrogĂšne est Z = 1. Si tous les atomes d'un mĂȘme Ă©lĂ©ment comptent le mĂȘme nombre de protons, ils peuvent en revanche avoir diffĂ©rents nombres de neutrons : chaque nombre de neutron d'un Ă©lĂ©ment dĂ©finit un isotope de cet Ă©lĂ©ment.

Les atomes étant électriquement neutres, ils comptent autant d'électrons, chargés négativement, que de protons, chargés positivement, de sorte que le numéro atomique représente également le nombre d'électrons des atomes d'un élément donné. Les propriétés chimiques d'un élément étant déterminées avant tout par sa configuration électronique, on comprend que le numéro atomique est la caractéristique déterminante d'un élément chimique.

Le numĂ©ro atomique dĂ©finit entiĂšrement un Ă©lĂ©ment : connaĂźtre le numĂ©ro atomique revient Ă  connaĂźtre l'Ă©lĂ©ment. C'est pour cela qu'il est gĂ©nĂ©ralement omis avec les symboles chimiques, sauf Ă©ventuellement pour rappeler la position de l'Ă©lĂ©ment dans le tableau pĂ©riodique. Lorsqu'il est reprĂ©sentĂ©, il se positionne en bas Ă  gauche du symbole chimique : ZX.

Nombre de masse

Le nombre de masse d'un Ă©lĂ©ment, notĂ© A, est Ă©gal au nombre de nuclĂ©ons (protons et neutrons) contenu dans les noyaux des atomes de cet Ă©lĂ©ment. Si tous les atomes d'un Ă©lĂ©ment donnĂ© ont par dĂ©finition le mĂȘme nombre de protons, ils peuvent en revanche avoir des nombres diffĂ©rents de neutrons, et donc des nombres de masse diffĂ©rents, ce qu'on appelle des isotopes. Par exemple, l'hydrogĂšne 1H a trois isotopes principaux : le protium 1H (hydrogĂšne courant, dont le noyau Ă  un proton n'a aucun neutron), le deutĂ©rium 2H (plus rare, dont le noyau Ă  un proton compte Ă©galement un neutron), et le tritium 3H (radioactif et prĂ©sent dans le milieu naturel Ă  l'Ă©tat de traces, dont le noyau Ă  un proton compte deux neutrons).

Le nombre de masse n'a gĂ©nĂ©ralement aucune incidence sur les propriĂ©tĂ©s chimiques des atomes, car il n'affecte pas leur configuration Ă©lectronique ; un effet isotopique peut nĂ©anmoins ĂȘtre observĂ© pour les atomes lĂ©gers, c'est-Ă -dire le lithium 3Li, l'hĂ©lium 2He et surtout l'hydrogĂšne 1H, car l'ajout ou le retrait d'un neutron dans le noyau de tels atomes entraĂźne une variation relative significative de la masse de l'atome, qui affecte la cinĂ©tique des rĂ©actions chimiques et l'intensitĂ© des liaisons chimiques. Pour les 114 autres Ă©lĂ©ments, en revanche, le nombre de masse n'a pas d'influence sur les propriĂ©tĂ©s chimiques.

Le nombre de masse n'affectant pas les propritĂ©s chimiques, il est gĂ©nĂ©ralement omis avec les symboles chimiques, sauf lorsqu'il s'agit de distinguer les isotopes d'un Ă©lĂ©ment donnĂ©. Lorsqu'il est reprĂ©sentĂ©, il se positionne en haut Ă  gauche du symbole chimique : AX.

Masse atomique

L'unitĂ© de masse atomique a Ă©tĂ© dĂ©finie par l'UICPA en 1961 comme Ă©tant exactement le douziĂšme de la masse du noyau d'un atome de 12C (carbone 12) :

1 u ≈ 1,660538782(83) × 10-27 kg ≈ 931,494028(23) MeV/c2.

La masse au repos d'un nuclĂ©on n'est en effet pas pertinente pour mesurer la masse des atomes car protons et neutrons n'ont pas exactement la mĂȘme masse au repos — respectivement 938,272013(23) MeV/c2 et 939,565560(81) MeV/c2 — et surtout cette masse diffĂšre de celle qu'ils ont lorsqu'ils font partie d'un noyau atomique en raison de l'Ă©nergie de liaison nuclĂ©aire de ces nuclĂ©ons, qui induit un dĂ©faut de masse entre la masse rĂ©elle d'un noyau atomique et le cumul des masses au repos des nuclĂ©ons qui composent ce noyau.

La masse atomique d'un Ă©lĂ©ment est Ă©gale au produit scalaire des nombres de masse de ses isotopes par l'abondance naturelle de ces isotopes. AppliquĂ© par exemple au plomb, cela donne :


Isotope   Abondance naturelle A Produit
204Pb 1,4 %     × 204 = 2,9
206Pb 24,1 %     × 206 = 49,6
207Pb 22,1 %     × 207 = 45,7
208Pb 52,4 %     × 208 = 109,0

Masse atomique du plomb = 207,2

La mole Ă©tant dĂ©finie par le nombre d'atomes contenus dans 12 g de carbone 12 (soit N â‰ˆ 6,02214179 Ă— 1023 atomes), la masse atomique du plomb est donc de 207,2 g/mol, avec un dĂ©faut de masse de l'ordre de 7,561676 MeV/c2 par nuclĂ©on.

De ce qui prĂ©cĂšde, on comprend qu'on ne peut dĂ©finir de masse atomique que pour les Ă©lĂ©ments dont on connaĂźt la composition isotopique naturelle ; Ă  dĂ©faut d'une telle composition isotopique, on retient le nombre de masse de l'isotope connu ayant la pĂ©riode radioactive la plus longue, ce qu'on indique gĂ©nĂ©ralement en reprĂ©sentant la masse atomique obtenue entre parenthĂšses ou entre crochets.

Isotopes

Article connexe : table des isotopes.
Isotopes les plus abondants
dans le systĂšme solaire[6]
Isotope Nucléides
(ppm)
1H 705 700
4He 275 200
16O 5 920
12C 3 032
20Ne 1 548
56Fe 1 169
14N 1 105
28Si 653
24Mg 513
32S 396
22Ne 208
26Mg 79
36Ar 77
54Fe 72
25Mg 69
40Ca 60
27Al 58
58Ni 49
13C 37
3He 35
29Si 34
23Na 33
57Fe 28
2H 23
30Si 23

Deux atomes dont le noyau compte le mĂȘme nombre de protons mais un nombre diffĂ©rent de neutrons sont dits « isotopes Â» de l'Ă©lĂ©ment chimique dĂ©fini par le nombre de protons de ces atomes. Parmi les 117 Ă©lĂ©ments observĂ©s, seuls 80 ont au moins un isotope stable (non radioactif) : tous les Ă©lĂ©ments de numĂ©ro atomique infĂ©rieur ou Ă©gal Ă  82, c'est-Ă -dire jusqu'au plomb 82Pb, hormis le technĂ©tium 43Tc et le promĂ©thĂ©um 61Pm. Parmi ceux-ci, seuls 14 n'ont qu'un seul isotope stable (par exemple le fluor, constituĂ© exclusivement de l'isotope 19F), les 66 autres en ont au moins deux (par exemple le cuivre, dans les proportions 69 % de 63Cu et 31 % de 65Cu, ou le carbone, dans les proportions 98,9 % de 12C et 1,1 % de 13C). Il existe en tout 256 isotopes stables connus des 80 Ă©lĂ©ments non radioactifs, ainsi qu'une vingtaine d'isotopes faiblement radioactifs prĂ©sents dans le milieu naturel (parfois avec une pĂ©riode radioactive tellement grande qu'elle en devient non mesurable), certains Ă©lĂ©ments ayant Ă  eux seuls plus d'une demi-douzaine d'isotopes stables ; ainsi, l'Ă©tain 50Sn en compte pas moins de dix, d'occurrences naturelles fort variables :

Isotope   Abondance naturelle   Neutrons
112Sn 0,97 %     62 neutrons
114Sn 0,65 %     64 neutrons
115Sn 0,34 %     65 neutrons
116Sn 14,54 %     66 neutrons
117Sn 7,68 %     67 neutrons
118Sn 24,23 %     68 neutrons
119Sn 8,59 %     69 neutrons
120Sn 32,59 %     70 neutrons
122Sn 4,63 %     72 neutrons
124Sn 5,79 %     74 neutrons

Parmi les 274 isotopes les plus stables connus (comprenant 18 isotopes « quasi-stables Â» ou trĂšs faiblement radioactifs), un peu plus de 60 % (165 nuclĂ©ides pour ĂȘtre exact) sont constituĂ©s d'un nombre pair Ă  la fois de protons (Z) et de neutrons (N), et un peu moins de 1,5 % (seulement quatre nuclĂ©ides[7]) d'un nombre impair Ă  la fois de protons et de neutrons ; les autres nuclĂ©ides se rĂ©partissent Ă  peu prĂšs Ă  parts Ă©gales (un peu moins de 20 %) entre Z pair et N impair, et Z impair et N pair. Globalement, 220 nuclĂ©ides stables (un peu plus de 80 %) ont un nombre pair de protons, et seulement 54 en ont un nombre impair ; c'est un Ă©lĂ©ment sous-jacent Ă  l'effet d'Oddo-Harkins, relatif au fait que, pour Z > 4 (c'est-Ă -dire Ă  l'exception des Ă©lĂ©ments issus de la nuclĂ©osynthĂšse primordiale), les Ă©lĂ©ments de numĂ©ro atomique pair sont plus abondants dans l'univers que ceux dont Z est impair. Cet effet se manifeste notamment dans la forme en dents de scie des courbes d'abondance des Ă©lĂ©ments par numĂ©ro atomique croissant :

(de) Abondance des éléments dans l'univers
(de) Abondance des éléments dans l'écorce terrestre continentale

Isotones

Deux atomes qui ont le mĂȘme nombre de neutrons mais un nombre diffĂ©rent de protons sont dits isotones. Il s'agit en quelque sorte de la notion rĂ©ciproque de celle d'isotope.

C'est par exemple le cas des nuclĂ©ides stables 36S, 37Cl, 38Ar, 39K et 40Ca, situĂ©s sur l'isotone 20 : ils comptent tous 20 neutrons, mais respectivement 16, 17, 18, 19 et 20 protons ; les isotones 19 et 21, quant Ă  eux, ne comptent aucun isotope stable.

Radioactivité

  1 2   3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18
1 H He
2 Li Be B C N O F Ne
3 Na Mg Al Si P S Cl Ar
4 K Ca   Sc Ti V Cr Mn Fe Co Ni Cu Zn Ga Ge As Se Br Kr
5 Rb Sr   Y Zr Nb Mo Tc Ru Rh Pd Ag Cd In Sn Sb Te I Xe
6 Cs Ba * Lu Hf Ta W Re Os Ir Pt Au Hg Tl Pb Bi Po At Rn
7 Fr Ra * Lr Rf Db Sg Bh Hs Mt Ds Rg Cn Uut Uuq Uup Uuh Uuo
  ↓  
  * La Ce Pr Nd Pm Sm Eu Gd Tb Dy Ho Er Tm Yb  
  * Ac Th Pa U Np Pu Am Cm Bk Cf Es Fm Md No
 
  Pb   Un isotope au moins de cet Ă©lĂ©ment est stable
  Cm   Un isotope a une pĂ©riode d'au moins 4 millions d'annĂ©es
  Cf   Un isotope a une pĂ©riode d'au moins 800 ans
  Md   Un isotope a une pĂ©riode d'au moins 1 journĂ©e
  Mt   Un isotope a une pĂ©riode d'au moins 1 minute
  Uuo   Aucun isotope connu n'a de pĂ©riode dĂ©passant 1 minute

80 des 117 Ă©lĂ©ments du tableau pĂ©riodique standard possĂšdent au moins un isotope stable : ce sont tous les Ă©lĂ©ments de numĂ©ro atomique compris entre 1 (hydrogĂšne) et 82 (plomb) exceptĂ© le technĂ©tium 43Tc et le promĂ©thĂ©um 61Pm, qui sont radioactifs.

DĂšs le bismuth 83Bi, tous les isotopes des Ă©lĂ©ments connus sont (au moins trĂšs faiblement) radioactifs — l'isotope 209Bi a ainsi une pĂ©riode radioactive valant un milliard de fois l'Ăąge de l'univers. Lorsque la pĂ©riode dĂ©passe quatre millions d'annĂ©e, la radioacivitĂ© produite par ces isotopes est nĂ©gligeable et ne constitue pas de risque sanitaire : c'est par exemple le cas de l'uranium 238, dont la pĂ©riode est de prĂšs de 4,5 milliards d'annĂ©es.

Au-delĂ  de Z = 110 (darmstadtium 281Ds), tous les isotopes des Ă©lĂ©ments ont une pĂ©riode radioactive de moins de 30 secondes, et de moins d'un dixiĂšme de seconde Ă  partir de l'Ă©lĂ©ment 115 (ununpentium 288Uup).

Le modĂšle en couches de la structure nuclĂ©aire permet de rendre compte de la plus ou moins grande stabilitĂ© des noyaux atomiques en fonction de leur composition en nuclĂ©ons (protons et neutrons). En particulier, des « nombres magiques Â» de nuclĂ©ons, confĂ©rant une stabiltĂ© particuliĂšre aux atomes qui en sont composĂ©s, ont Ă©tĂ© observĂ©s expĂ©rimentalement, et expliquĂ©s par ce modĂšle[8]. Le plomb 208, qui est le plus lourd des noyaux stables existants, est ainsi composĂ© du nombre magique de 82 protons et du nombre magique de 126 neutrons.

Certaines thĂ©ories[9] extrapolent ces rĂ©sultats en prĂ©disant l'existence d'un Ăźlot de stabilitĂ© parmi les nuclĂ©ides superlourds, pour un « nombre magique Â» de 184 neutrons et — selon les thĂ©ories et les modĂšles — 114, 120, 122 ou 126 protons.

Une approche plus moderne de la stabilitĂ© nuclĂ©aire montre toutefois, par des calculs fondĂ©s sur l'effet tunnel, que, si de tels noyaux superlourds doublement magiques seraient probablement stables du point de vue de la fission spontanĂ©e, ils devraient cependant subir des dĂ©sintĂ©grations α avec une pĂ©riode radioactive de quelques microsecondes[10],[11],[12] ; un Ăźlot de relative stabilitĂ© pourrait nĂ©anmoins exister autour du darmstadtium 293, correspondant aux nuclĂ©ides dĂ©finis par Z compris entre 104 et 116 et N compris entre 176 et 186 : ces Ă©lĂ©ments pourraient avoir des isotopes prĂ©sentant des pĂ©riodes radioactives atteignant quelques minutes.

IsomÚres nucléaires

Exemple d'isomĂ©rie : le tantale 179
IsomĂšre Énergie d'excitation PĂ©riode Spin
179Ta 0,0 keV       1,82 an 7/2+
179m1Ta 30,7 keV       1,42 ”s 9/2-
179m2Ta 520,2 keV       335 ns 1/2+
179m3Ta 1 252,6 keV       322 ns 21/2-
179m4Ta 1 317,3 keV       9,0 ms 25/2+
179m5Ta 1 327,9 keV       1,6 ”s 23/2-
179m6Ta 2 639,3 keV       54,1 ms 37/2+

Un mĂȘme noyau atomique peut parfois exister dans plusieurs Ă©tats Ă©nergĂ©tiques distincts caractĂ©risĂ©s chacun par un spin et une Ă©nergie d'excitation particuliers. L'Ă©tat correspondant au niveau d'Ă©nergie le plus bas est appelĂ© Ă©tat fondamental : c'est celui dans lequel on trouve naturellement tous les nuclĂ©ides. Les Ă©tats d'Ă©nergie plus Ă©levĂ©e, s'ils existent, sont appelĂ©s isomĂšres nuclĂ©aires de l'isotope considĂ©rĂ© ; ils sont gĂ©nĂ©ralement trĂšs instables et rĂ©sultent la plupart du temps d'une dĂ©sintĂ©gration radioactive.

On note les isomĂšres nuclĂ©aires en adjoignant la lettre « m Â» — pour « mĂ©tastable Â» — Ă  l'isotope considĂ©rĂ© : ainsi l'aluminium 26, dont le noyau a un spin 5+ et est radioactif avec une pĂ©riode de 717 000 ans, possĂšde un isomĂšre, notĂ© 26mAl, caractĂ©risĂ© par un spin 0+, une Ă©nergie d'excitation de 6 345,2 keV et une pĂ©riode de 6,35 secondes.

S'il existe plusieurs niveaux d'excitation pour cet isotope, on note chacun d'eux en faisant suivre la lettre « m Â» par un numĂ©ro d'ordre, ainsi les isomĂšres du tantale 179 prĂ©sentĂ©s dans le tableau ci-contre.

Un isomĂšre nuclĂ©aire retombe Ă  son Ă©tat fondamental en subissant une transition isomĂ©rique, qui se traduit par l'Ă©mission de photons Ă©nergĂ©tiques, rayons X ou rayons Îł, correspondant Ă  l'Ă©nergie d'excitation.

IsomĂšres nuclĂ©aires d'intĂ©rĂȘt particulier

Certains isomĂšres nuclĂ©aires sont particuliĂšrement remarquables :

  • Le technĂ©tium 99m est trĂšs utilisĂ© en mĂ©decine pour son Ă©mission de photons de 141 keV correspondant aux rayons X employĂ©s usuellement en radiologie.
  • Le hafnium 178m2 est Ă  la fois trĂšs Ă©nergĂ©tique et plutĂŽt stable, avec une pĂ©riode de 31 ans ; selon certains scientifiques,[13] sa transition isomĂ©rique vers l'Ă©tat fondamental pourrait ĂȘtre dĂ©clenchĂ©e par un rayonnement X incident (phĂ©nomĂšne d'Ă©mission gamma induite), ce qui ouvrirait la voie Ă  l'accumulation Ă  trĂšs haute densitĂ© d'Ă©nergie, ainsi qu'Ă  la rĂ©alisation d'armes de destruction massive compactes de nouvelle gĂ©nĂ©ration.
  • Le tantale 180m1 a la particularitĂ© d'ĂȘtre stable sur au moins 1015 ans (prĂšs de 75 000 fois l'Ăąge de l'univers), ce qui est d'autant plus remarquable que l'Ă©tat fondamental de l'isotope 180Ta est, au contraire, trĂšs instable : le 180mTa est le seul isomĂšre nuclĂ©aire prĂ©sent dans le milieu naturel ; le mĂ©canisme de sa formation dans les supernovae est d'ailleurs mal compris.
  • Le thorium 229m est peut-ĂȘtre l'isomĂšre connu ayant la plus faible Ă©nergie d'excitation, Ă  peine quelques Ă©lectron-volts : cette Ă©nergie est si faible qu'elle est difficilement mesurable, l'estimation la plus rĂ©cente la situant vers 7,6 ± 0,5 eV,[14] tandis qu'un consensus plus ancien la plaçait vers 3,5 Â± 1,0 eV.[15] Cela correspond Ă  des photons dans l'ultraviolet, et, s'il Ă©tait possible d'exciter l'isotope 229Th avec un laser ultraviolet de longueur d'onde adĂ©quate, cela rendrait possible la rĂ©alisation de batteries Ă  haute densitĂ© d'Ă©nergie, voire peut-ĂȘtre d'horloges atomiques de prĂ©cision.

Allotropes

Article principal : allotropie.
Le diamant et le graphite sont deux allotropes du carbone.

Un mĂȘme Ă©lĂ©ment chimique peut former plusieurs corps simples diffĂ©rant seulement les uns des autres par l'agencement des atomes dans les molĂ©cules ou les structures cristallines qui les dĂ©finissent. Le carbone existe ainsi sous forme graphite Ă  systĂšme cristallin hexagonal, sous forme diamant Ă  structure tĂ©traĂ©drique, sous forme graphĂšne qui correspond Ă  un unique feuillet hexagonal de graphite, ou encore sous formes fullerĂšne ou nanotube de carbone qui peuvent ĂȘtre vues comme des feuillets de graphĂšne respectivement sphĂ©riques et tubulaires. Ces diffĂ©rentes formes de carbone sont appelĂ©es allotropes de cet Ă©lĂ©ment. De la mĂȘme façon, l'ozone O3 et le dioxygĂšne O2 sont des allotropes de l'Ă©lĂ©ment oxygĂšne.

(en) Diagramme de phases simplifié du carbone.

Chaque allotrope d'un Ă©lĂ©ment ne peut exister que dans une gamme de tempĂ©ratures et de pressions dĂ©finies, ce qu'on reprĂ©sente par un diagramme de phases. Ainsi, le carbone ne cristallise sous forme diamant qu'en Ă©tant soumis Ă  de hautes pressions, le diamant demeurant stable jusqu'Ă  pression ambiante ; lorsqu'il cristallise Ă  pression ambiante, le carbone donne nĂ©anmoins du graphite, et non du diamant.

État standard

Parmi toutes les variétés allotropiques d'un élément pouvant exister aux conditions normales de température et de pression, l'état standard est, par définition, celle dont l'enthalpie standard de formation est la plus faible, par convention définie comme nulle. Celui du carbone est le graphite, et celui de l'oxygÚne est le dioxygÚne, appelé pour cette raison communément oxygÚne en le confondant avec l'élément dont il est l'état standard.

Nomenclature et classification

L'Union internationale de chimie pure et appliquĂ©e (UICPA, souvent dĂ©signĂ©e sous son sigle anglophone IUPAC) est l'instance chargĂ©e notamment de normaliser la nomenclature internationale des Ă©lĂ©ments chimiques et de leurs symboles. Cela permet de s'affranchir des querelles de nommage des Ă©lĂ©ments, qu'il s'agisse des querelles passĂ©es (par exemple au sujet du lutĂ©cium, que les Allemands ont appelĂ© cassiopeium jusqu'en 1949 suite Ă  une querelle de paternitĂ© entre un Français et un Autrichien quant Ă  la premiĂšre purification de l'Ă©lĂ©ment) ou prĂ©sentes (notamment au sujet de l'Ă©lĂ©ment 118, synthĂ©tisĂ© conjointement par deux Ă©quipes, russe et amĂ©ricaine, qui s'opposent sur le nom Ă  donner Ă  cet Ă©lĂ©ment) :

  • Le nom des 112 Ă©lĂ©ments reconnus par l'UICPA est Ă  prĂ©sent fixĂ©, et le symbole chimique de ces Ă©lĂ©ments est unifiĂ© dans le monde entier.
  • Les cinq autres Ă©lĂ©ments observĂ©s, ainsi que tous les autres Ă©lĂ©ments chimiques Ă  ce jour encore inobservĂ©s, ont reçu une dĂ©nomination systĂ©matique fondĂ©e sur leur numĂ©ro atomique qui leur tient lieu de nom en attendant que leur observation soit validĂ©e par l'UICPA. L'Ă©lĂ©ment 118 est ainsi appelĂ© ununoctium en attendant que les choses s'Ă©claircissent Ă  son sujet.

L'Ă©lĂ©ment 112 est le dernier en date a avoir Ă©tĂ© reconnu par l'UICPA, en juin 2009. Il avait Ă©tĂ© synthĂ©tisĂ© pour la premiĂšre fois Ă  la fin du 20Ăšme siĂšcle par une Ă©quipe du GSI (le Centre de recherche sur les ions lourds basĂ© Ă  Darmstadt, en Allemagne), qui a proposĂ© de l'appeler copernicium, avec le symbole chimique Cn ; l'UICPA a six mois pour valider cette proposition.

Le tableau périodique des éléments est universellement utilisé pour classer les éléments chimiques de telle sorte que leurs propriétés soient largement prédictibles en fonction de leur position dans ce tableau. Issue des travaux du chimiste russe Dmitri Mendeleïev et de son contemporain allemand méconnu Julius Lothar Meyer, cette classification est dite périodique car organisée en périodes successives au long desquelles les propriétés chimiques des éléments, rangés par numéro atomique croissant, se succÚdent dans un ordre identique.

Ce tableau fonctionne parfaitement jusqu'aux deux tiers de la septiĂšme pĂ©riode, ce qui englobe les 95 Ă©lĂ©ments dĂ©tectĂ©s naturellement sur Terre ou dans l'espace ; au-delĂ  de la sĂ©rie des actinides (Ă©lĂ©ments qu'on appelle les transactinides), des effets relativistes, nĂ©gligeables jusqu'alors, deviennent significatifs et modifient sensiblement la configuration Ă©lectronique des atomes, ce qui altĂšre trĂšs nettement la pĂ©riodicitĂ© des propriĂ©tĂ©s chimiques aux confins du tableau.

Symboles chimiques

Le chimiste suĂ©dois Jöns Jacob Berzelius (1779-1848) est Ă  l'origine des symboles chimiques que nous utilisons, en dĂ©finissant un systĂšme typographique fondĂ© sur l'alphabet latin sans aucun signe diacritique : une lettre majuscule, parfois suivie d'une lettre minuscule, sans point marquant normalement une abrĂ©viation, dans une dĂ©marche universaliste qui a conduit Ă  l'adoption de symboles issus du nĂ©olatin de l'Ă©poque moderne, par exemple :

Tous les symboles chimiques ont une validitĂ© internationale quels que soient les systĂšmes d'Ă©criture en vigueur, Ă  la diffĂ©rence des noms des Ă©lĂ©ments qui doivent ĂȘtre traduits.

Liste des éléments chimiques avec leur symbole

La liste ci-dessous classe les éléments chimiques par numéro atomique croissant.

Cette liste peut ĂȘtre triĂ©e par n'importe quelle colonne en cliquant sur l'icĂŽne Sort none.gif de la colonne correspondante.

Z
ÉlĂ©ment
Symbole
SĂ©rie chimique
Masse atomique
(g/mol)
Abondance naturelle
dans
l'Ă©corce terrestre[16]
(”g/kg)
Isotopes naturels, classés par abondance décroissante
(Les isotopes radioactifs sont marqués d'un astérisque)
1 HydrogÚne H Non-métal 1,00794(7)[17],[18],[19] 1 400 000 1H, 2H
2 HĂ©lium He Gaz rare 4,002602(2)[17],[19] 8 4He, 3He
3 Lithium Li MĂ©tal alcalin 6,941(2)[17],[18],[19],[20] 20 000 7Li, 6Li
4 BĂ©ryllium Be MĂ©tal alcalino-terreux 9,012182(3) 2 800 9Be
5 Bore B MĂ©talloĂŻde 10,811(7)[17],[18],[19] 10 000 11B, 10B
6 Carbone C Non-métal 12,0107(8)[17],[19] 200 000 12C, 13C
7 Azote N Non-métal 14,0067(2)[17],[19] 19 000 14N, 15N
8 OxygÚne O Non-métal 15,9994(3)[17],[19] 461 000 000 16O, 18O, 17O
9 Fluor F HalogĂšne 18,9984032(5) 585 000 19F
10 NĂ©on Ne Gaz rare 20,1797(6)[17],[18] 5 20Ne, 22Ne, 21Ne
11 Sodium Na MĂ©tal alcalin 22,98976928(2) 23 600 000 23Na
12 Magnésium Mg Métal alcalino-terreux 24,3050(6) 23 300 000 24Mg, 26Mg, 25Mg
13 Aluminium Al MĂ©tal pauvre 26,9815386(8) 82 300 000 27Al
14 Silicium Si MĂ©talloĂŻde 28,0855(3)[19] 282 000 000 28Si, 29Si, 30Si
15 Phosphore P Non-métal 30,973762(2) 1 050 000 31P
16 Soufre S Non-métal 32,065(5)[17],[19] 350 000 32S, 34S, 33S, 36S
17 Chlore Cl HalogĂšne 35,453(2)[17],[18],[19] 145 000 35Cl, 37Cl
18 Argon Ar Gaz rare 39,948(1)[17],[19] 3 500 40Ar, 36Ar, 38Ar
19 Potassium K MĂ©tal alcalin 39,0983(1) 20 900 000 39K, 41K, 40K*
20 Calcium Ca MĂ©tal alcalino-terreux 40,078(4)[17] 41 500 000 40Ca, 44Ca, 42Ca, 48Ca*, 43Ca, 46Ca
21 Scandium Sc MĂ©tal de transition 44,955912(6) 22 000 45Sc
22 Titane Ti MĂ©tal de transition 47,867(1) 5 650 000 48Ti, 46Ti, 47Ti, 49Ti, 50Ti
23 Vanadium V MĂ©tal de transition 50,9415(1) 120 000 51V, 50V*
24 Chrome Cr MĂ©tal de transition 51,9961(6) 102 000 52Cr, 53Cr, 50Cr, 54Cr
25 ManganĂšse Mn MĂ©tal de transition 54,938045(5) 950 000 55Mn
26 Fer Fe MĂ©tal de transition 55,845(2) 56 300 000 56Fe, 54Fe, 57Fe, 58Fe
27 Cobalt Co MĂ©tal de transition 58,933195(5) 25 000 59Co
28 Nickel Ni MĂ©tal de transition 58,6934(4) 84 000 58Ni, 60Ni, 62Ni, 61Ni, 64Ni
29 Cuivre Cu MĂ©tal de transition 63,546(3)[19] 60 000 63Cu, 65Cu
30 Zinc Zn MĂ©tal de transition 65,38(2) 70 000 64Zn, 66Zn, 68Zn, 67Zn, 70Zn
31 Gallium Ga MĂ©tal pauvre 69,723(1) 19 000 69Ga, 71Ga
32 Germanium Ge MĂ©talloĂŻde 72,64(1) 1 500 74Ge, 72Ge, 70Ge, 73Ge, 76Ge
33 Arsenic As MĂ©talloĂŻde 74,92160(2) 1 800 75As
34 Sélénium Se Non-métal 78,96(3)[19] 50 80Se, 78Se, 76Se, 82Se, 77Se, 74Se
35 Brome Br HalogĂšne 79,904(1) 2 400 79Br, 81Br
36 Krypton Kr Gaz rare 83,798(2)[17][18] 0,1 84Kr, 86Kr, 82Kr, 83Kr, 80Kr, 78Kr
37 Rubidium Rb MĂ©tal alcalin 85,4678(3)[17] 90 000 85Rb, 87Rb*
38 Strontium Sr MĂ©tal alcalino-terreux 87,62(1)[17],[19] 370 000 88Sr, 86Sr, 87Sr, 84Sr
39 Yttrium Y MĂ©tal de transition 88,90585(2) 33 000 89Y
40 Zirconium Zr MĂ©tal de transition 91,224(2)[17] 165 000 90Zr, 94Zr*, 92Zr, 91Zr, 96Zr*
41 Niobium Nb MĂ©tal de transition 92,90638(2) 20 000 93Nb
42 MolybdĂšne Mo MĂ©tal de transition 95,96(2)[17] 1 200 98Mo, 96Mo, 95Mo, 92Mo, 100Mo*, 97Mo, 94Mo
43 Technétium Tc Métal de transition [98,9063][21] Traces 99Tc*, 99mTc*
44 Ruthénium Ru Métal de transition 101,07(2)[17] 1 102Ru, 104Ru, 101Ru, 99Ru, 100Ru, 96Ru, 98Ru
45 Rhodium Rh MĂ©tal de transition 102,90550(2) 1 103Rh
46 Palladium Pd MĂ©tal de transition 106,42(1)[17] 15 106Pd, 108Pd, 105Pd, 110Pd, 104Pd, 102Pd
47 Argent Ag MĂ©tal de transition 107,8682(2)[17] 75 107Ag, 109Ag
48 Cadmium Cd MĂ©tal de transition 112,411(8)[17] 150 114Cd, 112Cd, 111Cd, 110Cd, 113Cd*, 116Cd*, 106Cd, 108Cd
49 Indium In MĂ©tal pauvre 114,818(3) 250 115In*, 113In
50 Étain Sn MĂ©tal pauvre 118,710(7)[17] 2 300 120Sn, 118Sn, 116Sn, 119Sn, 117Sn, 124Sn, 122Sn, 112Sn, 114Sn, 115Sn
51 Antimoine Sb MĂ©talloĂŻde 121,760(1)[17] 200 121Sb, 123Sb
52 Tellure Te MĂ©talloĂŻde 127,60(3)[17] 1 130Te*, 128Te*, 126Te, 125Te, 124Te, 122Te, 123Te, 120Te
53 Iode I HalogĂšne 126,90447(3) 450 127I
54 XĂ©non Xe Gaz rare 131,293(6)[17],[18] 0,03 132Xe, 129Xe, 131Xe, 134Xe, 136Xe, 130Xe, 128Xe, 124Xe, 126Xe
55 CĂ©sium Cs MĂ©tal alcalin 132,9054519(2) 3 000 133Cs
56 Baryum Ba MĂ©tal alcalino-terreux 137,327(7) 425 000 138Ba, 137Ba, 136Ba, 135Ba, 134Ba, 130Ba, 132Ba
57 Lanthane La Lanthanide 138,90547(7)[17] 39 000 139La, 138La*
58 CĂ©rium Ce Lanthanide 140,116(1)[17] 66 500 140Ce, 142Ce, 138Ce, 136Ce
59 Praséodyme Pr Lanthanide 140,90765(2) 9 200 141Pr
60 NĂ©odyme Nd Lanthanide 144,242(3)[17] 41 500 142Nd, 144Nd*, 146Nd, 143Nd, 145Nd, 148Nd, 150Nd*
61 Prométhéum Pm Lanthanide [146,9151][21] Traces 145Pm*
62 Samarium Sm Lanthanide 150,36(2)[17] 7 050 152Sm, 154Sm, 147Sm*, 149Sm, 148Sm*, 150Sm, 144Sm
63 Europium Eu Lanthanide 151,964(1)[17] 2 000 153Eu, 151Eu*
64 Gadolinium Gd Lanthanide 157,25(3)[17] 6 200 158Gd, 160Gd, 156Gd, 157Gd, 155Gd, 154Gd, 152Gd*
65 Terbium Tb Lanthanide 158,92535(2) 1 200 159Tb
66 Dysprosium Dy Lanthanide 162,500(1)[17] 5 200 164Dy, 162Dy, 163Dy, 161Dy, 160Dy, 158Dy, 156Dy
67 Holmium Ho Lanthanide 164,93032(2) 1 300 165Ho
68 Erbium Er Lanthanide 167,259(3)[17] 3 500 166Er, 168Er, 167Er, 170Er, 164Er, 162Er
69 Thulium Tm Lanthanide 168,93421(2) 520 169Tm
70 Ytterbium Yb Lanthanide 173,054(5)[17] 3 200 174Yb, 172Yb, 173Yb, 171Yb, 176Yb, 170Yb, 168Yb
71 Lutécium Lu Lanthanide 174,9668(1)[17] 800 175Lu, 176Lu*
72 Hafnium Hf MĂ©tal de transition 178,49(2) 3 000 180Hf, 178Hf, 177Hf, 179Hf, 176Hf, 174Hf*
73 Tantale Ta MĂ©tal de transition 180,9479(1) 2 000 181Ta, 180m1Ta
74 TungstĂšne W MĂ©tal de transition 183,84(1) 1 250 184W, 186W, 182W, 183W, 180W*
75 Rhénium Re Métal de transition 186,207(1) 0,7 187Re*, 185Re
76 Osmium Os MĂ©tal de transition 190,23(3)[17] 1,5 192Os, 190Os, 189Os, 188Os, 187Os, 186Os*, 184Os
77 Iridium Ir MĂ©tal de transition 192,217(3) 1 193Ir, 191Ir
78 Platine Pt MĂ©tal de transition 195,084(9) 5 195Pt, 194Pt, 196Pt, 198Pt, 192Pt, 190Pt*
79 Or Au MĂ©tal de transition 196,966569(4) 4 197Au
80 Mercure Hg MĂ©tal de transition 200,59(2) 85 202Hg, 200Hg, 199Hg, 201Hg, 198Hg, 204Hg, 196Hg
81 Thallium Tl MĂ©tal pauvre 204.3833(2) 850 205Tl, 203Tl
82 Plomb Pb MĂ©tal pauvre 207,2(1)[17],[19] 14 000 208Pb, 206Pb, 207Pb, 204Pb
83 Bismuth Bi MĂ©tal pauvre 208,98040(1) 8,5 209Bi*
84 Polonium Po MĂ©talloĂŻde [208,9824][21] 200×10−9 209Po*
85 Astate At HalogĂšne [209,9871][21] Traces 210At*
86 Radon Rn Gaz rare [222,0176][21] 400×10−12 222Rn*
87 Francium Fr MĂ©tal alcalin [223,0197][21] Traces 223Fr*, 221Fr*
88 Radium Ra MĂ©tal alcalino-terreux [226,0254][21] 900×10−6 226Ra*
89 Actinium Ac Actinide [227,0278][21] 550×10−9 227Ac*
90 Thorium Th Actinide 232,03806(2)[17],[21] 9 600 232Th*
91 Protactinium Pa Actinide 231,03588(2)[21] 1,4×10−3 231Pa*
92 Uranium U Actinide 238,02891(3)[17],[18],[21] 2 700 238U*, 235U*, 234U*
93 Neptunium Np Actinide [237,0482][21] Traces 237Np*
94 Plutonium Pu Actinide [244,0642][21] Traces 244Pu*
95 AmĂ©ricium Am Actinide [243,0614][21] — —
96 Curium Cm Actinide [247,0704][21] — —
97 BerkĂ©lium Bk Actinide [247,0703][21] — —
98 Californium Cf Actinide [251,0796][21] — —
99 Einsteinium Es Actinide [252,0829][21] — —
100 Fermium Fm Actinide [257,0951][21] — —
101 MendĂ©lĂ©vium Md Actinide [258,0986][21] — —
102 NobĂ©lium No Actinide [259,1009][21] — —
103 Lawrencium Lr Actinide [264][21] — —
104 Rutherfordium Rf MĂ©tal de transition [265][21] — —
105 Dubnium Db MĂ©tal de transition [268][21] — —
106 Seaborgium Sg MĂ©tal de transition [272][21] — —
107 Bohrium Bh MĂ©tal de transition [273][21] — —
108 Hassium Hs MĂ©tal de transition [276][21] — —
109 Meitnerium Mt MĂ©tal de transition [279][21] — —
110 Darmstadtium Ds MĂ©tal de transition [278][21] — —
111 Roentgenium Rg MĂ©tal de transition [283][21] — —
112 Copernicium Cn MĂ©tal de transition [285][21] — —
113 Ununtrium Uut MĂ©tal pauvre ? [287][21] — —
114 Ununquadium Uuq MĂ©tal pauvre ? [289][21] — —
115 Ununpentium Uup MĂ©tal pauvre ? [291][21] — —
116 Ununhexium Uuh MĂ©tal pauvre ? [293][21] — —
117 Ununseptium Uus HalogĂšne ? [295] ?[22] — —
118 Ununoctium Uuo Gaz rare ? [294][21] — —

Notes et références

  1. ↑ TraitĂ© Ă©lĂ©mentaire de chimie, p. 101.
  2. ↑ Le physicien et chimiste irlandais Robert Boyle, souvent prĂ©sentĂ© comme l'auteur du concept d'Ă©lĂ©ment chimique, pratiquait en fait l'alchimie et recherchait le moyen de procĂ©der Ă  la transmutation des mĂ©taux entre eux. C'est davantage dans le domaine de l'atomisme qu'il a Ă©tĂ© prĂ©curseur, avec ses travaux fondateurs sur la physique des gaz et l'Ă©noncĂ© de la loi de Mariotte.
  3. ↑ (en) Ken Croswell, Alchemy of the Heavens, Anchor, fĂ©vrier 1996 (ISBN 0-385-47214-5) 
  4. ↑ Tableau pĂ©riodique standard de l'UICPA du 22/06/2007 : l'Ă©lĂ©ment 112 n'y figure pas encore car il n'a Ă©tĂ© reconnu qu'en juin 2009.
  5. ↑ (en) Abondance des Ă©lĂ©ments dans l'espace et nuclĂ©osynthĂšse
  6. ↑ (en) David Arnett, Supernovae and Nucleosynthesis, Princeton University Press, Princeton, New Jersey, 1996 (ISBN 0-691-01147-8) (OCLC 33162440) 
  7. ↑ Ce sont : 2H, Li, B, et N ; il y en a de facto un cinquiĂšme avec le 180m1Ta, qui devrait thĂ©oriquement connaĂźtre une dĂ©sintĂ©gration ÎČ en 180W ainsi qu'une capture Ă©lectronique en 180Hf, mais aucune radioactivitĂ© de cette nature n'a jamais Ă©tĂ© observĂ©e, de sorte que cet Ă©lĂ©ment, thĂ©oriquement instable, est considĂ©rĂ© comme stable.
  8. ↑ Nuclear Shell Model : Table 1 – Nuclear Shell Structure, d'aprĂšs Maria Goeppert Mayer & J. Hans D. Jensen dans « Elementary Theory of Nuclear Shell Structure Â», John Wiley & Sons Inc., New York, 1955.
  9. ↑ Notamment les thĂ©ories de champ moyen et les thĂ©ories MM.
  10. ↑ C. Samanta, P. Roy Chowdhury and D.N. Basu, « Predictions of alpha decay half lives of heavy and superheavy elements Â», dans Nucl. Phys. A, vol. 789, 2007, p. 142–154 [lien DOI] 
  11. ↑ P. Roy Chowdhury, C. Samanta, and D. N. Basu, « Search for long lived heaviest nuclei beyond the valley of stability Â», dans Phys. Rev. C, vol. 77, 2008, p. 044603 [texte intĂ©gral lien DOI] 
  12. ↑ P. Roy Chowdhury, C. Samanta, and D. N. Basu, « Nuclear half-lives for α -radioactivity of elements with 100 < Z < 130 Â», dans At. Data & Nucl. Data Tables, vol. 94, 2008, p. 781 [lien DOI] 
  13. ↑ Carl B. Collins et al., « First experimental evidence of induced gamma emission of a longlived Hafnium-178 isomer showing a highly efficient X-rays to gamma-rays conversion Â», Phys. Rev. Lett. 82, 695 (1999).
  14. ↑ B. R. Beck et al., « Energy splitting in the ground state doublet in the nucleus 229Th Â», dans Physical Review Letters, vol. 98, 2007-04-06, p. 142501 [texte intĂ©gral lien DOI] 
  15. ↑ Helmer, R. G.; Reich, C. W., « An Excited State of Th-229 at 3.5 eV Â», dans Physical Review Letters, vol. C49, 1994, p. 1845-1858 [lien DOI] 
  16. ↑ David R. Lide (ed.): CRC Handbook of Chemistry and Physics, 85Ăšme Ă©dition, CRC Press, Boca Raton, Floride, 2005. Section 14, Geophysics, Astronomy, and Acoustics; Abundance of Elements in the Earth's Crust and in the Sea.
  17. ↑ a , b , c , d , e , f , g , h , i , j , k , l , m , n , o , p , q , r , s , t , u , v , w , x , y , z , aa , ab , ac , ad , ae , af , ag , ah , ai , aj , ak , al  et am  La composition isotopique de cet Ă©lĂ©ment dĂ©pend des sources de prĂ©lĂšvement, et la variation peut dĂ©passer l'incertitude indiquĂ©e dans la table.
  18. ↑ a , b , c , d , e , f , g  et h  La composition isotopique de cet Ă©lĂ©ment dĂ©pend des sources du marchĂ©, ce qui peut entraĂźner un Ă©cart significatif par rapport Ă  la valeur indiquĂ©e ici.
  19. ↑ a , b , c , d , e , f , g , h , i , j , k , l , m , n  et o  La composition isotopique dĂ©pend des sources gĂ©ologiques de sorte qu'une masse atomique plus prĂ©cise ne peut ĂȘtre dĂ©terminĂ©e.
  20. ↑ La masse atomique du lithium commercial peut varier de 6,939 Ă  6,996 ; l'analyse de l'Ă©chantillon est nĂ©cessaire afin de dĂ©terminer la valeur exacte de la masse atomique du lithium fourni.
  21. ↑ a , b , c , d , e , f , g , h , i , j , k , l , m , n , o , p , q , r , s , t , u , v , w , x , y , z , aa , ab , ac , ad , ae , af , ag , ah , ai  et aj  Cet Ă©lĂ©ment n'a pas de nuclĂ©ide stable, et la valeur indiquĂ©e entre crochets correspond Ă  la masse de l'isotope le plus stable de cet Ă©lĂ©ment ou Ă  sa composition isotopique caractĂ©risique.
  22. ↑ Aucun isotope de cet Ă©lĂ©ment n'a encore Ă©tĂ© synthĂ©tisĂ©.

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1 H He
2 Li Be B C N O F Ne
3 Na Mg Al Si P S Cl Ar
4 K Ca Sc Ti V Cr Mn Fe Co Ni Cu Zn Ga Ge As Se Br Kr
5 Rb Sr Y Zr Nb Mo Tc Ru Rh Pd Ag Cd In Sn Sb Te I Xe
6 Cs Ba   La Ce Pr Nd Pm Sm Eu Gd Tb Dy Ho Er Tm Yb Lu Hf Ta W Re Os Ir Pt Au Hg Tl Pb Bi Po At Rn
7 Fr Ra   Ac Th Pa U Np Pu Am Cm Bk Cf Es Fm Md No Lr Rf Db Sg Bh Hs Mt Ds Rg Cn Uut Uuq Uup Uuh Uus Uuo
8 Uue Ubn * Ute Uqn Uqu Uqb Uqt Uqq Uqp Uqh Uqs Uqo Uqe Upn Upu Upb Upt Upq Upp Uph Ups Upo Upe Uhn Uhu Uhb Uht Uhq Uhp Uhh Uhs Uho
  ↓  
  g1 g2 g3 g4 g5 g6 g7 g8 g9 g10 g11 g12 g13 g14 g15 g16 g17 g18  
  * Ubu Ubb Ubt Ubq Ubp Ubh Ubs Ubo Ube Utn Utu Utb Utt Utq Utp Uth Uts Uto  


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