Noyau atomique

Le noyau d'un atome est constitué de protons et de neutrons (deux types de baryons) unis par la force nucléaire. Ces baryons sont en outre constitués de particules fondamentales subatomiques appelées quarks, reliées par une forte interaction. Le noyau est plus ou moins sphéroïde et peut être quelque peu prolabé (long) ou aplati (plat) ou encore pas entièrement rond.

Isotopes et nucléides

L'isotope d'un atome est basé sur le nombre de neutrons dans le noyau. Les différents isotopes d'un même élément ont des propriétés chimiques très similaires. Les différents isotopes d'un échantillon de produit chimique peuvent être séparés à l'aide d'une centrifugeuse ou d'un spectromètre de masse. La première méthode est utilisée pour la production d'uranium enrichi à partir d'uranium ordinaire, et la seconde pour la datation au carbone.

Le nombre de protons et de neutrons ensemble détermine le nucléide (type de noyau). Les protons et les neutrons ont des masses presque égales, et leur nombre combiné, le nombre de masse, est à peu près égal à la masse atomique d'un atome. La masse combinée des électrons est très faible par rapport à la masse du noyau ; les protons et les neutrons pèsent environ 2000 fois plus que les électrons.

La découverte de l'électron par J. J. Thomson a été le premier signe que l'atome avait une structure interne. Au début du XXe siècle, le modèle accepté de l'atome était celui du "plum pudding" de J. J. Thomson, dans lequel l'atome était une grosse boule chargée positivement dans laquelle étaient incorporés de petits électrons chargés négativement. Au tournant du siècle, les physiciens avaient également découvert trois types de rayonnements provenant des atomes, qu'ils ont nommés rayonnements alpha, bêta et gamma. Des expériences menées en 1911 par Lise Meitner et Otto Hahn, et par James Chadwick en 1914 ont permis de découvrir que le spectre de décroissance bêta était continu plutôt que discret. En d'autres termes, les électrons étaient éjectés de l'atome avec une gamme d'énergies, plutôt que les quantités discrètes d'énergies observées dans les désintégrations gamma et alpha. C'était un problème pour la physique nucléaire à l'époque, car cela indiquait que l'énergie n'était pas conservée dans ces désintégrations. Le problème a conduit plus tard à la découverte du neutrino (voir ci-dessous).

En 1906, Ernest Rutherford a publié "Radiation of the α Particle from Radium in passing through Matter". Geiger a développé ce travail dans une communication à la Royal Society avec des expériences que lui et Rutherford avaient faites en faisant passer des particules de α à travers l'air, du papier d'aluminium et du papier d'or. D'autres travaux ont été publiés en 1909 par Geiger et Marsden, et d'autres travaux plus approfondis ont été publiés en 1910 par Geiger. En 1911-2, Rutherford s'est présenté devant la Royal Society pour expliquer les expériences et proposer la nouvelle théorie du noyau atomique telle que nous la comprenons aujourd'hui.

À peu près à la même époque (1909), Ernest Rutherford a réalisé une expérience remarquable dans laquelle Hans Geiger et Ernest Marsden, sous sa supervision, ont tiré des particules alpha (noyaux d'hélium) sur une fine pellicule de feuille d'or. Le modèle du plum-pudding prévoyait que les particules alpha devaient sortir de la feuille avec leurs trajectoires au plus légèrement courbées. Il a été choqué de découvrir que quelques particules étaient dispersées à travers de grands angles, voire complètement en arrière dans certains cas. Cette découverte, qui a commencé par l'analyse des données de Rutherford en 1911, a finalement conduit au modèle de l'atome de Rutherford, dans lequel l'atome a un noyau très petit et très dense composé de particules lourdes chargées positivement avec des électrons incorporés afin d'équilibrer la charge. Par exemple, dans ce modèle, l'azote 14 était constitué d'un noyau avec 14 protons et 7 électrons, et le noyau était entouré de 7 autres électrons en orbite.

Le modèle de Rutherford fonctionnait assez bien jusqu'à ce que des études sur le spin nucléaire soient menées par Franco Rasetti au California Institute of Technology en 1929. En 1925, on savait que les protons et les électrons avaient un spin de 1/2, et dans le modèle Rutherford de l'azote 14, les 14 protons et six des électrons auraient dû s'associer pour annuler le spin de l'autre, et le dernier électron aurait dû quitter le noyau avec un spin de 1/2. Rasetti a cependant découvert que l'azote 14 a un spin de un.

En 1930, Wolfgang Pauli n'a pas pu assister à une réunion à Tübingen et a envoyé à la place une lettre célèbre avec l'introduction classique "Chers Radioactifs, Mesdames et Messieurs". Dans sa lettre, Pauli suggérait qu'il y avait peut-être une troisième particule dans le noyau qu'il appelait "neutron". Il suggérait qu'il était très léger (plus léger qu'un électron), qu'il n'avait pas de charge et qu'il n'interagissait pas facilement avec la matière (c'est pourquoi il n'avait pas encore été détecté). Cette solution désespérée a permis de résoudre à la fois le problème de la conservation de l'énergie et celui du spin de l'azote 14, le premier parce que le "neutron" de Pauli emportait l'énergie supplémentaire et le second parce qu'un "neutron" supplémentaire s'associait à l'électron dans le noyau de l'azote 14 pour lui donner un spin. Le "neutron" de Pauli a été rebaptisé "neutrino" (petit neutre en italien) par Enrico Fermi en 1931, et après une trentaine d'années, il a finalement été démontré qu'un neutrino est réellement émis lors de la désintégration bêta.

En 1932, Chadwick a réalisé que les radiations observées par Walther Bothe, Herbert L. Becker, Irène et Frédéric Joliot-Curie étaient en fait dues à une particule massive qu'il a appelée le neutron. La même année, Dmitri Ivanenko a suggéré que les neutrons étaient en fait des particules de spin 1/2 et que le noyau contenait des neutrons et qu'il n'y avait pas d'électrons dedans, et Francis Perrin a suggéré que les neutrinos n'étaient pas des particules nucléaires mais étaient créés lors de la désintégration bêta. Pour couronner l'année, Fermi a soumis à Nature une théorie du neutrino (que la rédaction a rejetée car trop éloignée de la réalité). Fermi a continué à travailler sur sa théorie et a publié un article en 1934 qui a placé le neutrino sur une base théorique solide. La même année, Hideki Yukawa propose la première théorie significative de la force forte pour expliquer comment le noyau tient ensemble.

Avec les papiers de Fermi et Yukawa, le modèle moderne de l'atome était complet. Le centre de l'atome contient une boule serrée de neutrons et de protons, qui est maintenue ensemble par la forte force nucléaire. Les noyaux instables peuvent subir une désintégration alpha, dans laquelle ils émettent un noyau d'hélium énergétique, ou une désintégration bêta, dans laquelle ils éjectent un électron (ou un positon). Après une de ces désintégrations, le noyau résultant peut être laissé dans un état excité, et dans ce cas, il se désintègre jusqu'à son état fondamental en émettant des photons de haute énergie (désintégration gamma).

L'étude des forces nucléaires fortes et faibles a conduit les physiciens à faire entrer en collision des noyaux et des électrons à des énergies toujours plus élevées. Cette recherche est devenue la science de la physique des particules, dont la plus importante est le modèle standard de la physique des particules qui unifie les forces fortes, faibles et électromagnétiques.

Un noyau peut contenir des centaines de nucléons, ce qui signifie qu'avec une certaine approximation, il peut être traité comme un système classique, plutôt que comme un système de mécanique quantique. Dans le modèle de goutte liquide qui en résulte, le noyau a une énergie qui provient en partie de la tension de surface et en partie de la répulsion électrique des protons. Le modèle de goutte liquide est capable de reproduire de nombreuses caractéristiques des noyaux, notamment la tendance générale de l'énergie de liaison par rapport au nombre de masse, ainsi que le phénomène de fission nucléaire.

À cette image classique se superposent cependant des effets de mécanique quantique, que l'on peut décrire à l'aide du modèle de coquille nucléaire, développé en grande partie par Maria Goeppert-Mayer. Les noyaux comportant un certain nombre de neutrons et de protons (les nombres magiques 2, 8, 20, 50, 82, 126, ...) sont particulièrement stables, car leur enveloppe est remplie.

Une grande partie de la recherche actuelle en physique nucléaire porte sur l'étude des noyaux dans des conditions extrêmes telles que le spin élevé et l'énergie d'excitation. Les noyaux peuvent également avoir des formes extrêmes (similaires à celles des ballons de football américains) ou des rapports neutron/proton extrêmes. Les expérimentateurs peuvent créer de tels noyaux en utilisant des réactions de fusion ou de transfert de nucléons induites artificiellement, en utilisant des faisceaux d'ions provenant d'un accélérateur. Des faisceaux d'énergie encore plus élevée peuvent être utilisés pour créer des noyaux à des températures très élevées, et certains signes indiquent que ces expériences ont produit une transition de phase de la matière nucléaire normale vers un nouvel état, le plasma quark-gluon, dans lequel les quarks se mélangent les uns aux autres, plutôt que d'être séparés en triplets comme c'est le cas pour les neutrons et les protons.

Déclin nucléaire

Si un noyau a trop ou trop peu de neutrons, il peut être instable et se décomposer après un certain temps. Par exemple, les atomes d'azote-16 (7 protons, 9 neutrons) bêta se décomposent en atomes d'oxygène-16 (8 protons, 8 neutrons) quelques secondes après leur création. Dans cette désintégration, un neutron du noyau d'azote est transformé en proton et en électron par la faible force nucléaire. L'élément de l'atome change car alors qu'il avait auparavant sept protons (ce qui en fait de l'azote), il en a maintenant huit (ce qui en fait de l'oxygène). De nombreux éléments ont de multiples isotopes qui sont stables pendant des semaines, des années, voire des milliards d'années.

Fusion nucléaire

Lorsque deux noyaux légers entrent en contact très étroit l'un avec l'autre, il est possible que la force puissante fusionne les deux ensemble. Il faut beaucoup d'énergie pour pousser les noyaux suffisamment près l'un de l'autre pour que la force puissante ait un effet, de sorte que le processus de fusion nucléaire ne peut avoir lieu qu'à des températures très élevées ou à des densités élevées. Une fois que les noyaux sont suffisamment proches les uns des autres, la force puissante surmonte leur répulsion électromagnétique et les écrase dans un nouveau noyau. Une très grande quantité d'énergie est libérée lorsque les noyaux légers fusionnent ensemble car l'énergie de liaison par nucléon augmente avec le nombre de masse jusqu'au nickel-62. Les étoiles comme notre soleil sont alimentées par la fusion de quatre protons en un noyau d'hélium, deux positrons et deux neutrinos. La fusion incontrôlée de l'hydrogène en hélium est connue sous le nom d'emballement thermonucléaire. Des recherches visant à trouver une méthode économiquement viable d'utilisation de l'énergie provenant d'une réaction de fusion contrôlée sont actuellement menées par différents établissements de recherche (voir JET et ITER).

Fission nucléaire

Pour les noyaux plus lourds que le nickel-62, l'énergie de liaison par nucléon diminue avec le nombre de masse. Il est donc possible que de l'énergie soit libérée si un noyau lourd se sépare en deux noyaux plus légers. Cette scission des atomes est connue sous le nom de fission nucléaire.

Le processus de désintégration alpha peut être considéré comme un type particulier de fission nucléaire spontanée. Ce processus produit une fission hautement asymétrique car les quatre particules qui composent la particule alpha sont particulièrement liées entre elles, ce qui rend la production de ce noyau en fission particulièrement probable.

Pour certains des noyaux les plus lourds qui produisent des neutrons lors de la fission, et qui absorbent aussi facilement les neutrons pour initier la fission, on peut obtenir un type de fission auto-inflammable initiée par les neutrons, dans une réaction dite en chaîne. [Les réactions en chaîne étaient connues en chimie avant la physique, et en fait, de nombreux processus familiers comme les incendies et les explosions chimiques sont des réactions chimiques en chaîne]. La fission ou la réaction en chaîne "nucléaire", utilisant des neutrons produits par la fission, est la source d'énergie des centrales nucléaires et des bombes nucléaires de type fission comme les deux que les États-Unis ont utilisées contre Hiroshima et Nagasaki à la fin de la Seconde Guerre mondiale. Les noyaux lourds tels que l'uranium et le thorium peuvent subir une fission spontanée, mais ils sont beaucoup plus susceptibles de subir une désintégration par désintégration alpha.

Pour qu'une réaction en chaîne déclenchée par des neutrons se produise, il faut qu'il y ait une masse critique de l'élément présent dans un certain espace sous certaines conditions (ces conditions ralentissent et conservent les neutrons pour les réactions). Il existe un exemple connu de réacteur à fission nucléaire naturelle, qui était actif dans deux régions d'Oklo, au Gabon, en Afrique, il y a plus de 1,5 milliard d'années. Les mesures de l'émission naturelle de neutrinos ont démontré qu'environ la moitié de la chaleur émanant du cœur de la terre résulte de la désintégration radioactive. Cependant, on ne sait pas si une partie de cette chaleur résulte de réactions de fission en chaîne.

Production d'éléments lourds

Avec le refroidissement de l'Univers après le big bang, il est finalement devenu possible pour les particules telles que nous les connaissons d'exister. Les particules les plus courantes créées lors du big bang et que nous pouvons encore facilement observer aujourd'hui sont les protons (hydrogène) et les électrons (en nombre égal). Certains éléments plus lourds ont été créés lorsque les protons sont entrés en collision les uns avec les autres, mais la plupart des éléments lourds que nous voyons aujourd'hui ont été créés à l'intérieur des étoiles au cours d'une série d'étapes de fusion, comme la chaîne proton-proton, le cycle CNO et le processus triple-alpha. Des éléments progressivement plus lourds sont créés au cours de l'évolution d'une étoile.

Comme l'énergie de liaison par nucléon culmine autour du fer, l'énergie n'est libérée que dans les processus de fusion se produisant en dessous de ce point. Comme la création de noyaux plus lourds par fusion coûte de l'énergie, la nature a recours au processus de capture des neutrons. Les neutrons (en raison de leur manque de charge) sont facilement absorbés par un noyau. Les éléments lourds sont créés soit par un processus lent de capture des neutrons (appelé processus s), soit par le processus rapide, ou processus r. Le processus s se produit dans les étoiles à pulsations thermiques (appelées AGB, ou étoiles à branches géantes asymptotiques) et prend des centaines, voire des milliers d'années pour atteindre les éléments les plus lourds du plomb et du bismuth. On pense que le processus r se produit dans les explosions de supernovae parce que les conditions de température élevée, de flux de neutrons élevé et de matière éjectée sont présentes. Ces conditions stellaires rendent les captures successives de neutrons très rapides, impliquant des espèces très riches en neutrons qui se désintègrent ensuite en bêta pour atteindre des éléments plus lourds, en particulier aux points dits d'attente qui correspondent à des nucléides plus stables avec des coquilles neutroniques fermées (nombres magiques). La durée du processus r est généralement de l'ordre de quelques secondes.