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La synthèse des éléments chimiques Les messages de lUnivers. Georges Comte OAMP Benoît Dasset Michel Ramponi Gérard TrouillotOAMP.

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1 La synthèse des éléments chimiques Les messages de lUnivers. Georges Comte OAMP Benoît Dasset Michel Ramponi Gérard TrouillotOAMP

2 Plan de lexposé : -Notions très basiques de physique nucléaire : diapo 5 -Quest ce quune réaction nucléaire ? : diapo 12 - La fusion thermonucléaire : une réaction très « difficile » : pourquoi? (animation barrière coulombienne / interaction forte) : diapo 16 -Les énergies en jeu ; la conversion masse-énergie : diapo 19 -Synthèse primitive de lhélium : diapo 20 -Synthèses dans le Soleil :diapo 26 -Synthèses des éléments plus lourds que le fer : diapo 47 Les animations nécessitent le plugin Flashplayer. Si vous ne voyez pas les animations, Télécharger le player.Télécharger le player Cliquez en dehors de lanimation pour circuler avec les flèches du clavier. Circulation dans lexposé : - Notions très basiques de physique nucléaire :diapo 6diapo 6 - Quest ce quune réaction nucléaire ? : diapo 12diapo 12 - La fusion thermonucléaire : une réaction très « difficile » : pourquoi? (animation barrière coulombienne / interaction forte) : diapo 16diapo 16 - Les énergies en jeu ; la conversion masse-énergie : diapo 19diapo 19 - Synthèse primitive de lhélium : diapo 20diapo 20 - Synthèses dans le Soleil :He diapo 26diapo 26 C, N, O diapo 30diapo 30 -Synthèses des éléments plus lourds que le fer : diapo 47diapo 47 - Courbe dAston : diapo 45diapo 45 - Diagramme dHertsprung-Russsel : diapo 55diapo 55 - Comparaison étoile / ITER : diapo 56diapo 56 - Questions : diapo 57diapo 57 Les animations nécessitent le plugin Flashplayer. Si vous ne voyez pas les animations, Télécharger le player.Télécharger le player Cliquez en dehors de lanimation pour circuler avec les flèches du clavier.

3 Histoire des Éléments de lhydrogène à luranium ou … du Big Bang à la vie

4 Quelques questions, en vrac, quon peut se poser : - les étoiles ont apparemment une source dénergie « illimitée » à léchelle de la vie humaine, et même à léchelle « géologique » - les astrophysiciens nous assurent que lhydrogène et lhélium sont les constituants essentiels de la matière ordinaire dans lUnivers - on connaît une centaine déléments chimiques différents, et de nombreux isotopes de ces éléments - notre planète est surtout constituée, en surface, de silicium, de calcium, daluminium et doxygène, et son atmosphère dazote; lhydrogène ny est guère présent que sous forme deau - les êtres vivants sont constitués de carbone, dazote et doxygène chimiquement liés à lhydrogène, mais ce dernier nest pas en général le principal élément constituant de la matière vivante

5 Dabord, un peu de physique nucléaire pour comprendre la suite

6 Le noyau atomique électrons protons neutrons noyau

7 Les protons portent une charge électrique positive Les neutrons nont pas de charge électrique Dans un atome froid, non ionisé, la charge totale du noyau (addition de toutes les charges des protons) est égale à la charge totale portée par les électrons, et de signe opposé. Latome est ainsi électriquement neutre. Protons et neutrons sont liés ensemble au sein du noyau par une force gigantesque mais de portée extrêmement réduite appelée interaction nucléaire forte. Nous navons pas fini de voir ses effets! Cette force est responsable de la plupart des réactions nucléaires qui président à la genèse des éléments.

8 Le plus simple des atomes : lhydrogène, a le plus simple des noyaux: il est réduit à un unique proton. Un peu plus compliqué : lhydrogène lourd ou deutérium : son noyau possède en plus un neutron.

9 Hydrogène ordinaire et deutérium ont exactement les mêmes propriétés chimiques : cest lélectron qui est responsable de la chimie ! Leurs noyaux ont le même nombre de protons (un seul!) mais un nombre de neutrons différent : ce sont deux « isotopes » Il existe même un troisième hydrogène, « super-lourd », qui possède un deuxième neutron : le tritium Le tritium est un noyau instable parce quil a « trop » de neutrons : il se désintègre en hélium 3 par radioactivité bêta

10 Quest-ce quun élément chimique ? On appellera « élément » un noyau atomique possédant un nombre bien défini de protons, quel que soit le nombre de neutrons que ce noyau comporte par ailleurs. Ex: tous les noyaux atomiques de l Univers qui contiennent 8 protons sont des noyaux d oxygène ! Tous ceux qui contiennent 26 protons sont des noyaux de fer !

11 Pour consulter la table sur internet : Wikipedia.Wikipedia

12 Quest-ce quune « réaction nucléaire » ? Cest un phénomène qui affecte le noyau dun atome : - une destruction (partielle) du noyau (désintégration), par perte de particules constitutives (radioactivité), spontanée ou provoquée par une collision avec une particule.

13 - une brisure du noyau en deux ou plusieurs fragments qui deviennent les noyaux de nouveaux atomes dautres éléments, plus « légers », (fission).

14 - la capture dune particule (proton ou neutron, ou électron) qui change la nature du noyau

15 –- la construction dun noyau plus « lourd » suite à la suite dune collision, suivie dagrégation des deux morceaux, de deux noyaux (fusion).

16 Comment « fonctionne » une réaction de fusion (dite aussi « thermonucléaire ») ? A B A B C (D) 3) le noyau C résultant est formé, avec libération dénergie, et, parfois, éjection de particule(s) D 1) deux noyaux légers A et B se rapprochent grâce à leur grande énergie cinétique (fortes température et densité du milieu) 2) les noyaux parviennent à vaincre la répulsion électrostatique et linteraction nucléaire forte prend le dessus.

17 Pourquoi les réactions de fusion nécessitent-elles de très fortes densités et de très hautes températures ? Seule lénergie cinétique des noyaux lancés lun contre lautre peut leur permettre de vaincre la répulsion électrostatique. Dans un Tokamak où la densité est de quelques mg/cm 3, la réaction 3 H + 2 H ---> 4 He + n quon cherche à exploiter pour produire expérimentalement de lénergie demande 100 millions de degrés! A la densité du cœur du Soleil (160 kg/ cm 3 ), cette réaction se ferait vers K sans problème… mais il ne peut y avoir ni 2 H, ni 3 H dans le cœur du Soleil ! Plus les noyaux sont « lourds » plus T et doivent être élevées, la répulsion électrostatique augmentant avec la charge des noyaux.

18 Collisions à trois températures croissantes

19 Pourquoi y a-t-il libération dénergie ? - Le noyau A a une masse totale (neutrons + protons) m A - Le noyau B a une masse totale (neutrons + protons) m B - Le noyau C a une masse totale (neutrons + protons) m C mais m C < m B + m A !!! Cette différence est le « défaut de masse » et correspond à la différence des énergies de liaison des particules nucléaires dans C et dans A et B. Par exemple, lorsque quatre protons fusionnent (en 3 réactions successives au moins…) pour former un noyau dhélium 4, (2p + 2n), le défaut de masse du noyau 4 He formé est de 0,7 % par rapport à la somme des masses des H

20 Les débuts : la synthèse « primordiale » des éléments « légers » 1 H 2 H 3 He 4 He hydrogène deutérium hélium «3» hélium

21 LUnivers daujourdhui, pour ce qui concerne son contenu en matière « classique » (dite aussi « baryonique » contient, en nombre datomes : 90,76 % dhydrogène 9,09 % dhélium 0,15 % de tout le reste… soit, en masse, 70 % dhydrogène et 28 % dhélium environ. Cette matière est sous forme condensée (étoiles, planètes) et de gaz et poussières interstellaires

22 Les étoiles transmutent lhydrogène en hélium (voir la suite!), mais cette production, même assurée pendant 12 milliards dannées, ne peut rendre compte que de quelques pour cents de labondance de He observée. La spectroscopie des quasars très distants (donc vus très loin dans le passé, montre que labondance de lhydrogène était la même quaujourdhui, à très peu près, il y a 10 milliards dannées. -->> H et He ont été synthétisés au tout début de lhistoire, bien avant lapparition des premières étoiles !!! Lun des grands succès de la théorie du Big Bang est justement dexpliquer correctement cette nucléosynthèse « primordiale »

23 À l instant t = secondes, T = K et = kg/m 3 toute la matière est sous forme dune « soupe » de quarks et danti-quarks en permanente interaction, les annihilations équilibrant à peu près les créations de paires de particules. Une très faible dissymétrie au profit des particules et au détriment des antiparticules fait que la matière « normale » va survivre aux dépens de lantimatière. Mais l expansion est très rapide, T et chutent vertigineusement ! t = secondes, T = K et = kg/m 3 les quarks survivants se recombinent en protons et neutrons. Les deux réactions : p + e - n + n + e + p + sont en équilibre statistique et maintiennent des populations égales

24 t = secondes, T = K et = kg/m 3 le nombre de neutrons commence à diminuer, car lénergie disponible diminue (T baisse) et la capture de positons est plus facile que la capture électronique t = 1 seconde, T = K et = 10 9 kg/m 3 il ne reste plus quun neutron pour 3 protons: leur incorporation dans des noyaux complexes ( 3 He ou 4 He) est très peu probable, (collisions à plus de 2 particules) et le deutérium ne peut encore être stable t = 100 secondes, T = 10 9 K et = 10 5 kg/m 3 stabilité du deutérium 2 H et création du nombre de noyaux D correspondant à labondance des neutrons (1 n pour 7 p). T et sont telles que les deutérons fusionnent instantanément pour donner de l 4 He (dans la proportion de 25 % en masse 1 H + n --> 2 H + puis 2 H + 2 H --> 3 He + n ou 2 H + 2 H --> 3 H + 1 H puis 3 He + 2 H --> 4 He + 1 H ou 3 H + 2 H --> 4 He + n

25 Remarques : 1) un peu d 3 He subsistera avant davoir eu la possibilité dêtre détruit par le deutérium devenu rare. 2)le 3 H disparaîtra très rapidement et complètement (radioactif ) 3) une faible quantité de lithium 7 (et uniquement celui-là) est créée: 4 He + 3 H ---> 7 Li + ou 4 He + 3 He ---> 7 Be + 7 Be + ---> 7 Li + 1 H 4) Dans les dernières secondes de cet épisode de nucléosynthèse primordiale, T et (qui continuent à seffondrer) auront juste assez diminué pour quune faible quantité de 2 H (deutérium) survive. Il ne sera plus détruit que par les étoiles. La nucléosynthèse primordiale sarrête ici, et T seffondrent trop vite pour permettre de synthétiser des éléments plus lourds

26 Ce nest que vers 1938 que Hans Bethe (prix Nobel 1967) comprit enfin dans ses détails le fonctionnement de la source dénergie qui permettait au Soleil - et aux autres étoiles - de produire une quantité dénergie immense de manière permanente et stable, ceci, nous le savons aujourdhui, pendant des milliards dannées.

27 Cycle proton-proton « pp1 » des étoiles de faible masse III+ ++ Production de lhélium 4 II + + Synthèse de lhélium 3 I + + Synthèse du deutérium + e+e+ + ν H Bilan total: 4 x 1 H 4 He + 2 e + + 2ν γ n

28 Chaque seconde, 600 millions de tonnes dhydrogène sont transformées en hélium dans le cœur du Soleil par fusion thermonucléaire, et sur cette quantité, 4 millions de tonnes disparaissent, transformées en énergie et ceci dure depuis 4,5 milliards dannées!

29 Au fur et à mesure que lhydrogène du cœur est transformé en hélium, les « cendres » dhélium saccumulent dans le centre du Soleil, à une température trop faible (!) pour pouvoir elles-mêmes subir des réactions de fusion. Le « réacteur à fusion » du cœur s « empoisonne » peu à peu : ce phénomène provoque, au bout de plusieurs milliards dannées, lévolution de létoile vers un stade de géante

30 Cycle CNO des étoiles massives (ppIV) I II III IV V VI 12 C + 1 H 13 N + 13 N 13 C + e C + 1 H 14 N + 14 N + 1 H 15 O + 15 O 15 N + e N + 1 H 12 C + 4 He

31 En fait, le cycle réel est plus complexe et contient un branchement possible entre deux réactions : après 15 O 15 N + e + + il existe deux chemins: 1) 15 N + 1 H 12 C + 4 He qui recycle le carbone initial 2) 15 N + 1 H 16 O + qui produit probablement 16 O + 1 H 17 F + la majeure partie 17 F 17 O + e + + de lazote 17 O + 1 H 14 N + 4 He de lUnivers

32 séquence principale : lieu du diagramme Hertsprung-Russell où se trouvent les étoiles dont le cœur produit lénergie par les réactions de fusion proton-proton (4 1 H --> 4 He ) autour de ce cœur, une vaste enveloppe transfère lénergie vers la surface, par rayonnement et convection selon la masse de létoile et/ou la zone de lenveloppe considérée. Exemple : le Soleil, et des centaines de millions dautres étoiles dans la Voie Lactée. Tant quil y a assez dhydrogène au centre, létoile reste sur la S.P. Formation des éléments dits « alpha »: un regard sur l évolution des étoiles de masse « intermédiaire » et forte

33 T max du cœur < = 40 millions de degrés, dépend de la masse! (15 dans le Soleil) Les étoiles les plus massives, où le cycle CNO domine, ont un taux de réaction très grand. Une étoile nouvellement formée a un cœur contenant 89 % dhydrogène et 10 % dhélium (en nombre datomes). le cycle pp produit de lénergie ET modifie la composition chimique du cœur en lenrichissant en hélium. He est un « poison » pour les réactions de fusion pp (noyaux He thermonucléairement inertes aux températures centrales des étoiles de séquence principale L «efficacité» du réacteur diminue donc avec le temps; la production dénergie a tendance à ralentir.

34 La production centrale dénergie ralentit la pression de radiation exercée par le cœur vers lenveloppe diminue. équilibre hydrostatique de létoile (forces de gravité forces de pression) modifié : contraction du cœur. Puis arrêt des réactions thermonucléaires centrales p-p (trop dHe) contraction assez rapide des régions centrales échauffement du cœur dHe et augmentation de densité « allumage » de la fusion p-p dans une couche voisine du cœur qui reste temporairement inerte. Cette couche devient la nouvelle source dénergie de létoile.

35 La sous-géante: Létoile quitte la séquence principale et a alors une structure de « sous-géante » : (du centre vers la périphérie) - petit cœur dhélium inerte et chaud, toujours en contraction - couche pp. Lallumage de la fusion dans cette couche donne à létoile un nouvel état déquilibre hydrostatique : les forces de pression vers lextérieur reprennent le dessus sur la gravité et... - lenveloppe se dilate à nouveau jusquà atteindre une taille supérieure (et une densité moindre) à celles de létoile de séquence principale. - comme létoile a « gonflé », sa température de surface diminue (sa couleur rougit). Paradoxalement, si la surface est plus froide, le cœur est plus chaud !

36 Cœur pp Cœur dhélium inerte Couche pp enveloppe Structures comparées du Soleil et dune sous-géante dune masse solaire Soleil Sous-géante Les échelles des rayons sont respectées

37 vers T coeur = 100 millions de K fusion de lhélium possible! « allumage » brutal (« flash de lhélium »). Nouveau changement déquilibre hydrostatique. Production du carbone en combinant trois noyaux He: La réaction « triple alpha »: 4 He + 4 He + 4 He 8 Be + 4 He 12 C* 12 C + Équilibre avec photodésintégration du Be du Be) géante à deux sources dénergie: cœur dhélium à fusion triple et couche dhydrogène à fusion pp. Le débit dénergie combiné de ces deux sources est très grand et la luminosité de létoile augmente fortement. Lenveloppe est très dilatée lénergie est rayonnée sur une grande surface: la température de surface est assez faible (géante rouge).

38 Zone de fusion triple alpha 4 He + 4 He + 4 He 12 C Zone de fusion pp 4 x 1 H 4 He Enveloppe dhydrogène (transfère lénergie vers la surface, mais nen produit pas Structure dune géante après le flash de lhélium N.b. : les échelles de rayons NE SONT PAS RESPECTEES

39 Étoiles massives : la suite reproduit cette aventure: lextinction, puis réallumage du cœur avec des réactions de fusion de moins en moins « rentables » en production dénergie et de plus en plus exigeantes en température: épuisement de He --> cœur de C en contraction (avec des étapes intermédiaires C+He produisant O…) allumage du C --> supergéante à 3 sources (cœur produisant Ne, Na, Mg, O, + une couche triple alpha, + une couche pp) épuisement du C --> cœur dO et Ne en contraction allumage de lO --> supergéante à 4 sources (cœur produisant S, P, Si, Mg …, + couche de C actif, + couche triple alpha, + couche pp) La structure de ces supergéantes est en « bulbe doignon »

40 Zone de fusion triple alpha 4 He + 4 He + 4 He 12 C (T = 50 à K) Zone de fusion pp 4 x 1 H 4 He (T = 16 à K) Enveloppe dhydrogène (transfère lénergie vers la surface, mais nen produit pas) Structure dune supergéante (10 Mo) en phase de fusion du carbone Zone de production de loxygène: 12 C + 4 He 16 O (T = K) Zone de fusion du carbone production de 20 Ne, 23 Na, 24 Mg,... (T = 700 à K)

41 Les réactions de fusion ultérieures Dans les cœurs massifs où coexiste suffisamment dhélium et de carbone: vers T = 300 millions de K, synthèse de loxygène: 12 C + 4 He 16 O + puis vers T = 600 millions de K, première synthèse du néon: 16 O + 4 He 20 Ne + 20 Ne + 4 He 24 Mg +

42 Vers 700 millions de K, la fusion directe du carbone devient possible, avec cinq réactions différentes: 12 C + 12 C 20 Ne + 4 He 12 C + 12 C 23 Na + 1 H 12 C + 12 C 16 O + 4 He + 4 He 12 C + 12 C 23 Mg + n 12 C + 12 C 24 Mg + Vers 2 milliards de K, la fusion directe de loxygène donne: 16 O + 16 O 32 S + 16 O + 16 O 31 P + 1 H 16 O + 16 O 31 S + n 16 O + 16 O 28 Si + 4 He 16 O + 16 O 24 Mg + 4 He + 4 He (Les protons et hélions libérés dans certaines de ces réactions donnent des réactions secondaires qui engendrent de nouveaux isotopes plus rares: 25 Mg, 26 Mg, 27 Al, etc...

43 Enfin, vers 2.5 milliards de K, au cœur des supergéantes massives, le 56 Fe est créé à partir du silicium formé par fusion de loxygène. Le point ultime des fusions est alors atteint. 28 Si + 4 He 32 S + 4 He 36 Ar + 4 He …… 56 Fe La nucléosynthèse normale par fusion sarrête définitivement au fer. En effet, le rendement énergétique des réactions de fusion, qui ne cessait de diminuer suivant laugmentation de masse du noyau produit, devient nul et même négatif pour A>56. Les captures alpha deviennent endothermiques et disparaissent: quant aux réactions de fission, elles sont sans intérêt par suite de labondance dérisoire des noyaux suffisamment lourds pour les produire et la trop grande vitesse des neutrons présents.

44 Fusion exothermique Cas du fer: bilan de fusion ou de fission nul A < 56 A = 56 Fusion endothermique Fission exothermique A > 56 La « vallée » du fer

45 Courbe dAston

46 La suite de lévolution pour les étoiles ayant formé un cœur de fer suffisamment massif est totalement catastrophique. Le cœur de fer se contracte très brutalement : température et densité y montent à des valeurs telles que tous les protons présents, même liés dans les noyaux de fer, capturent, de manière quasi- simultanée, les électrons. La matière du cœur devient exclusivement neutronique, mais il ny a alors plus aucune répulsion coulombienne pour limiter la densité des noyaux. Leffondrement du cœur sur lui-même est quasi-instantané, (quelques secondes pour une masse solaire !!!), générant une onde de choc en retour qui déchiquette littéralement la supergéante : cest le phénomène de supernova de type II dont on pense quil affecte toutes les étoiles de masse supérieure à 8 masses solaires.

47 La formation des éléments plus lourds que le Fer Au-delà de A = 56, la fusion est impossible parce quelle devient endothermique: lénergie nécessaire pour passer la barrière coulombienne de noyaux très chargés est supérieure à lénergie quune fusion pourrait libérer. Le seul processus capable de synthétiser des éléments plus lourds (plus riches en nucléons) est la capture de neutrons : N Elt + n N+1 Elt Isotope de Elt

48 Par le jeu des instabilités des isotopes formés par capture neutronique, tous les éléments lourds jusquà lUranium peuvent être formés: capture initiale: N X + n N+1 X soit N+1 X est stable, et il peut à son tour capturer un n soit il est instable et une désintégration (n p) a lieu: N+1 X N+1 Y + e - + capture suivante: soit N+1 X + n N+2 X qui va donner: N+2 X N+2 Y + e - + soit N+1 Y + n N+2 Y qui peut donner: N+2 Y N+2 Z + e - + etc...

49 Selon le délai entre deux captures successives (lié au flux de neutrons) comparé au délai moyen au bout duquel la désintégration bêta a lieu pour un isotope nouvellement formé, deux séries déléments nouveaux peuvent se former: les éléments dits s (slow) dans les zones de « faible » densité neutronique les éléments dits r (rapid) dans les zones de très forte densité neutronique - deux isotopes différents dun même élément peuvent être produits par deux processus différents, - les deux processus ne produisent pas les mêmes éléments: s: Y, Zr, Ba, La,Cs, Xe, I, Sr r: Eu, Dy, Os, Ir, Th, U

50 Les sources de neutrons pour les captures r et s: Les deux types détoiles les plus efficaces pour produire les neutrons utilisables dans les captures r et s sont : - les étoiles géantes rouges en fin dévolution: 13 C + 4 He 16 O + n et 22 Ne + 4 He 25 Mg + n les produits s sont libérés au moment de lexpulsion de la future nébuleuse planétaire - les supernovae de type II (étoiles massives), particulièrement nombreuses aux premiers âges de notre Galaxie. La nucléosynthèse est « explosive », se fait en quelques secondes pendant lexplosion, par le processus r

51 Les mystérieux éléments légers et rares Li, Be, B Une partie du lithium est formée lors de la nucléosynthèse primordiale, mais seulement le 7 Li. Le béryllium ( 9 Be est le seul isotope stable) et les deux bores 10 B et 11 B sont très facilement détruits dans les intérieurs stellaires. Ils sont produits par brisure de noyaux plus lourds C, N et O, éjectés à grande vitesse par les supernovae et réaccélérés dans le milieu interstellaire, qui entrent en collision avec H et He interstellaires (spallation). Exemples: 16 O + 4 He ---> 10 B + 10 B 12 C + 4 He ---> 10 Be + 6 Li ---> 10 B + e N + 1 H ---> 11 B + 4 He 12 C + 1 H ---> 10 B + 3 He etc...

52

53 matière interstellaire nuages diffus nuages moléculaires denses formation stellaire expulsion nébuleuse planétaire étoiles de faible masse géantes rouges supernovae type II forte masse intermédiaire Le grand recyclage:

54 Matière interstellaire Matière vivante : et étoiles : sur 100 atomes: sur 100 atomes: hydrogène 90,76 61 hélium 4 9,09 - oxygène 0,01 27,5 azote 0,003 1,5 carbone 0,015 10

55 Observatoire de Paris – Astronomie sur MesureAstronomie sur Mesure

56 Comparaison entre ITER, projet de fusion contrôlée et les étoilesITER Le bilan nucléonique pour une étoile jeune est globalement 4 1 H 4 He + 2e + ( ) +2 Alors que les r é actions utilis é es dans un r é acteur de fusion utilisent le tritium : 2 H + 3 H 4 He + 1 n Ce neutron é mis sert à r é g é n é rer le tritium par action sur le lithium plac é autour du r é acteur : 1 n + 6 Li 4 He + 1 H

57 Questions Ecrire les diverses équations des réactions nucléaires représentées sur les diapos 12 à 15.

58 Diapo 8 et 9 : Quelle est la constitution des atomes suivants : Comment nomme-t-on ces atomes ? 8

59 noyau :1proton 1 électron autour du noyau noyau :1proton et 1 neutron 1 électron autour du noyau noyau :1proton et 2 neutrons 1 électron autour du noyau Ces atomes sont des isotopes(même nombre de charge Z mais nombre de masse A différent )

60 Diapo 27: Question 1 :Ecrire léquation de la réaction de fusion nucléaire dans laquelle quatre protons fusionnent pour former un noyau dhélium 4 et deux autres particules identiques que lon identifiera (cycle pp1). Question 2 : Calculer la perte de masse de la réaction précédente Question 3 : Montrer que cette perte de masse est égale à 0.71% par rapport à la masse des H. Données : m (H) = u m (He) = u On ne tiendra pas compte de la masse du positon puisque ceux-ci se transforment en énergie (rayonnement ) par annihilation avec des électrons 27

61 Perte Réponse 1: Réponse 2: Perte de masse : 4 m(H) – m(He) = u Réponse 3:

62 Diapo 21 Retrouver les valeurs des pourcentages en masse à partir des pourcentages en nombre datomes. ( 1% étant essentiellement de loxygène 18) 21

63 Diapo 21 m(90,76%)= 90,76 g m(9,09%) = 36,36 g m(0,15%)=2,7 g % Hydrogène = = 70% % Hélium= = 28%

64 Diapo 23 Vérifier les lois de conservation de la charge et du nombre de nucléons pour les réactions mentionnées. et (A=0 et Z=0) sont respectivement le neutrino et lantineutrino. Quelle loi de conservation est à lorigine de la nécessité de faire intervenir ces deux particules (neutrino et antineutrino)dans les deux équations précédentes? 23

65 1 è re é quation: Σ Z(1er membre)=(+1)+(-1)=0 Σ Z(2ème membre)=0+0=0 Σ A(1er membre)=(+1)+0=+1 Σ A(2èmmembre)=(+1)+0=+1 2 è me é quation: Σ Z(1er membre)=0 +(+1)=+1 Σ Z(2èmmembre)=(+1)+0=+1 Σ A(1er membre)=(+1)+0=+1 Σ A(2èmmembre)=(+1)+0=+1 Lintervention du neutrino et de lantineutrino sont nécessaires afin de respecter la conservation de lénergie.

66 Diapo24 et 25 : Question 1: est radioactif β- et de demi-vie 12,3 an. Ecrire léquation de la réaction de désintégration. Justifier la phrase « disparaîtra très rapidement ». Question 2: A la fin de la nucléosynthèse primordiale (t = 100 s), quels sont les noyaux présents ? Question 3: Pour quelle raison la nucléosynthèse des éléments plus lourds ne peut avoir lieu lors de la nucléosynthèse primordiale?.

67 Réponse1: Au bout de 5 demi-vies,soit 61,5 années, il aura quasi totalement disparu. Réponse 2: A la fin de la nucléosynthèse primordiale, les noyaux présents sont: Réponse 3: La nucléosynthèse primordiale sarrête ici car la masse volumique et la température seffondrent trop vite pour permettre de synthétiser les éléments plus lourds (les noyaux nont pas assez dénergie cinétique pour vaincre la barrière coulombienne).

68 Diapo 28 1.Sachant que léclairement par le soleil dun récepteur sur Terre est denviron 1300 lux soit 1,3 kW.m -2, calculer la puissance rayonnée par le soleil,puis lénergie rayonnée par le soleil en 1 s. 2.En déduire la masse transformée en énergie en 1s.. Comparer à la valeur indiquée. 3.Calculer la masse du soleil concernée par la réaction de fusion du cycle pp1 sachant que cette phase naffecte que le cœur soit 10% de la masse du soleil (masse du soleil M S = 2, kg)

69 4 En déduire la masse transformée en énergie parle soleil lors de cette fusion, puis la quantité totale dénergie libérée par cette fusion lors de cette phase.(on rappelle que 0.71% de la masse concernée est transformée en énergie) 5 Calculer pour cette phase la durée de vie du soleil. Comparer aux 4.5 milliards dannées déjà écoulées.

70 Réponses 1.P soleil = E soleil (1s) = 2.Perte de masse: Cette perte de masse est conforme à la valeur indiquée dans le texte : 4 millions de tonnes

71 3. Masse du soleil concernée par la réaction de fusion: 4. Masse transformée en énergie par la réaction de fusion: Quantité totale dénergie libérée par cette fusion lors de cette phase : 5. Durée de vie du soleil:

72 Pour cette phase,le soleil se trouve à un peu moins de la moitié de sa vie. Il rayonne depuis 4,5 milliards dannées, il lui reste…. 6,5 milliards dannées.

73 Réactions nucléaires concernant ITER La réaction nucléaire qui sera utilisé dans le réacteur du projet ITER nest pas celle qui a lieu dans le soleil,car cette dernière nécessiterait une densité de particules trop forte. Elle fera intervenir un noyau de deutérium et un noyau de tritium qui donneront par fusion un noyau et un neutron. 1) Ecrire léquation de cette fusion (réaction 1) et identifier le noyau

74 Réponse Rappel : Le bilan de la réaction de fusion pp dans le soleil est: Le noyau à identifier est un noyau dhélium 4

75 2)Calculer en MeV lénergie libérée par la fusion d un noyau de deutérium et un noyau de tritium. Données: m( )=2,01355 u m( )=3,01550 u m( )=4,00150 u m( )=1, u

76 2) Calculons la perte de masse: Energie libérée: Q=( m avant – m après ).c 2 = 17,6 MeV

77 4) Un autre intérêt du projet ITER est de régénérer le tritium par bombardement des neutrons produits par la réaction 1 sur une couverture contenant du lithium 6. a)Ecrire léquation de la réaction envisagée. b)Calculer en MeV lénergie libérée par cette réaction de régénération. Données:

78 4) a)Equation de la réaction envisagée. b)Energie libérée

79 5) 5)En déduire lénergie totale libérée(réaction 1 et réaction de régénération) et la comparer à celle de la réaction de fusion pp du soleil soit 23,7 MeV

80 3) Energie totale libérée : 17,6+ 4,5 = 22,1 MeV Comparaison : 22,1/23,7=0,93=93%

81 Diapo 29 à 45 : En utilisant la courbe dAston, justifier que les réactions de fusion dans la nucléosynthèse normale sarrêtent au Fer.

82 La nucléosynthèse normale sarrête au fer car cest le noyau le plus stable ( vallée du fer)

83 Diapo 47 et 48 : Ecrire les réactions nucléaires qui à partir du Fer 58 par capture initiale donne un noyau instable qui se désintègre,puis par capture suivante également un noyau instable. Quels éléments obtient-on ?

84 Capture initiale Nous obtenons lélément cobalt

85 Capture suivante Nous obtenons lélément nickel


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