Physique nucléaire

La physique nucléaire est le domaine de la physique qui étudie les Noyaux atomiques , leurs constituants et leurs interactions, en plus de l’étude d’autres formes de matière nucléaire .

La physique nucléaire ne doit pas être confondue avec la physique atomique , qui étudie l’ atome dans son ensemble, y compris ses électrons .

Les découvertes en physique nucléaire ont conduit à des applications dans de nombreux domaines. Cela comprend l’énergie nucléaire , les Armes nucléaires , la médecine nucléaire et l’imagerie par résonance magnétique , les isotopes industriels et agricoles, l’ implantation d’ions dans l’ingénierie des matériaux et la datation au radiocarbone en géologie et en archéologie . De telles applications sont étudiées dans le domaine du génie nucléaire .

La physique des particules a évolué à partir de la physique nucléaire et les deux domaines sont généralement enseignés en étroite association. L’astrophysique nucléaire , l’application de la physique nucléaire à l’ astrophysique , est cruciale pour expliquer le fonctionnement interne des Étoiles et l’ origine des éléments chimiques .

Histoire

Henri Bequerel Depuis les années 1920, les chambres à brouillard ont joué un rôle important de détecteurs de particules et ont finalement conduit à la découverte du positon , du muon et du kaon .

L’histoire de la physique nucléaire en tant que discipline distincte de la physique atomique commence avec la découverte de la Radioactivité par Henri Becquerel en 1896, ^[1] faite en étudiant la phosphorescence dans les sels d’uranium . ^[2] La découverte de l’ électron par JJ Thomson ^[3] un an plus tard était une indication que l’atome avait une structure interne. Au début du 20e siècle, le modèle accepté de l’atome était le modèle “plum pudding” de JJ Thomson dans lequel l’atome était une boule chargée positivement avec de plus petits électrons chargés négativement intégrés à l’intérieur.

Dans les années qui suivirent, la Radioactivité fut largement étudiée, notamment par Marie Curie , Pierre Curie , Ernest Rutherford et d’autres. Au tournant du siècle, les physiciens avaient également découvert trois types de rayonnement émanant des atomes, qu’ils nommaient rayonnement alpha , bêta et gamma . Les expériences d’ Otto Hahn en 1911 et de James Chadwick en 1914 ont découvert que le spectre de désintégration bêta était continu plutôt que discret. c’est-à-dire les électronsont été éjectés de l’atome avec une gamme continue d’énergies, plutôt que les quantités discrètes d’énergie observées dans les désintégrations gamma et alpha. C’était un problème pour la physique nucléaire à l’époque, car cela semblait indiquer que l’énergie n’était pas conservée dans ces désintégrations.

Le prix Nobel de physique de 1903 a été attribué conjointement à Becquerel, pour sa découverte et à Marie et Pierre Curie pour leurs recherches ultérieures sur la Radioactivité. Rutherford a reçu le prix Nobel de chimie en 1908 pour ses “recherches sur la désintégration des éléments et la chimie des substances radioactives”.

En 1905, Albert Einstein a formulé l’idée d’ équivalence masse-énergie . Alors que les travaux sur la Radioactivité de Becquerel et Marie Curie sont antérieurs à cela, une explication de la source de l’énergie de la Radioactivité devrait attendre la découverte que le noyau lui-même était composé de constituants plus petits, les nucléons .

Rutherford découvre le noyau

En 1906, Ernest Rutherford a publié “Retard de la particule α du radium en passant à travers la matière”. ^[4] Hans Geiger a développé ce travail dans une communication à la Royal Society ^[5] avec des expériences que lui et Rutherford avaient faites, faisant passer des particules alpha à travers l’air, une feuille d’aluminium et une feuille d’or. D’autres travaux ont été publiés en 1909 par Geiger et Ernest Marsden , ^[6] et d’autres travaux considérablement élargis ont été publiés en 1910 par Geiger . ^[7] En 1911-1912, Rutherford est allé devant la Royal Society pour expliquer les expériences et proposer la nouvelle théorie du noyau atomique telle que nous la comprenons maintenant.

Publié en 1909, ^[8] avec l’éventuelle analyse classique de Rutherford publiée en mai 1911, ^{[9] [10] [11] [12]} l’expérience préemptive clé a été réalisée en 1909, ^{[9] [13] [14] [15 ]} à l’ Université de Manchester . L’assistant d’Ernest Rutherford, le professeur ^[15] Johannes ^[14] “Hans” Geiger, et un étudiant de premier cycle, Marsden, ^[15] ont réalisé une expérience dans laquelle Geiger et Marsden sous la supervision de Rutherford ont tiré des particules alpha ( noyaux d’hélium 4 ^[16] ) sur un fine pellicule de feuille d’ or . LeLe modèle du plum pudding avait prédit que les particules alpha devraient sortir de la feuille avec leurs trajectoires au plus légèrement courbées. Mais Rutherford a demandé à son équipe de rechercher quelque chose qui l’a choqué d’observer : quelques particules ont été dispersées selon de grands angles, voire complètement vers l’arrière dans certains cas. Il a comparé cela au fait de tirer une balle sur du papier de soie et de la faire rebondir. La découverte, avec l’analyse des données par Rutherford en 1911, a conduit au modèle de Rutherford de l’atome, dans lequel l’atome avait un noyau très petit et très dense.contenant la majeure partie de sa masse et constitué de particules lourdes chargées positivement avec des électrons intégrés afin d’équilibrer la charge (puisque le neutron était inconnu). À titre d’exemple, dans ce modèle (qui n’est pas le modèle moderne), l’azote-14 consistait en un noyau avec 14 protons et 7 électrons (21 particules au total) et le noyau était entouré de 7 autres électrons en orbite.

Eddington et la fusion nucléaire stellaire

Vers 1920, Arthur Eddington a anticipé la découverte et le mécanisme des processus de fusion nucléaire dans les Étoiles , dans son article The Internal Constitution of the Stars . ^{[17] [18]} A cette époque, la source d’énergie stellaire était un mystère complet; Eddington a correctement émis l’hypothèse que la source était la fusion d’hydrogène en hélium, libérant une énorme énergie selon l’équation d’Einstein E = mc ² . Ce fut une évolution particulièrement remarquable puisqu’à cette époque la fusion et l’énergie thermonucléaire, et même que les Étoiles sont en grande partie composées d’ hydrogène (voir métallicité), n’avait pas encore été découverte.

Études du spin nucléaire

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 chacun un spin de ±+1 ⁄ 2 . Dans le modèle de Rutherford de l’azote-14, 20 des 21 particules nucléaires au total auraient dû s’apparier pour annuler le spin de l’autre, et la dernière particule impaire aurait dû quitter le noyau avec un spin net de 1 ⁄ 2 . Rasetti a découvert, cependant, que l’azote-14 avait un spin de 1.

James Chadwick découvre le neutron

En 1932, Chadwick s’est rendu compte que le rayonnement qui avait été observé par Walther Bothe , Herbert Becker , Irène et Frédéric Joliot-Curie était en fait dû à une particule neutre d’environ la même masse que le proton, qu’il a appelé le neutron (suite à une suggestion de Rutherford sur la nécessité d’une telle particule). ^[19] La même année, Dmitri Ivanenko a suggéré qu’il n’y avait pas d’électrons dans le noyau – seulement des protons et des neutrons – et que les neutrons étaient de spin 1 ⁄ 2particules, ce qui expliquait la masse non due aux protons. Le spin des neutrons a immédiatement résolu le problème du spin de l’azote-14, car le proton non apparié et le neutron non apparié dans ce modèle ont chacun contribué à un spin de 1 ⁄ 2 dans la même direction, donnant un spin total final de 1.

Avec la découverte du neutron, les scientifiques pouvaient enfin calculer quelle fraction d’ énergie de liaison possédait chaque noyau, en comparant la masse nucléaire à celle des protons et des neutrons qui le composaient. Les différences entre les masses nucléaires ont été calculées de cette manière. Lorsque les réactions nucléaires ont été mesurées, elles se sont avérées en accord avec le calcul d’Einstein de l’équivalence de la masse et de l’énergie à 1% près à partir de 1934.

Équations de Proca du champ de bosons vecteurs massifs

Alexandru Proca a été le premier à développer et à rapporter les équations du champ de bosons vectoriels massifs et une théorie du champ mésonique des forces nucléaires . Les équations de Proca étaient connues de Wolfgang Pauli ^[20] qui a mentionné les équations dans son discours Nobel, et elles étaient également connues de Yukawa, Wentzel, Taketani, Sakata, Kemmer, Heitler et Fröhlich qui ont apprécié le contenu des équations de Proca pour développer une théorie. des Noyaux atomiques en physique nucléaire. ^{[21] [22] [23] [24] [25]}

Le méson de Yukawa postulé pour lier les noyaux

En 1935 , Hideki Yukawa ^[26] a proposé la première théorie significative de la force forte pour expliquer comment le noyau tient ensemble. Dans l’ interaction de Yukawa, une particule virtuelle , appelée plus tard un méson , transmettait une force entre tous les nucléons, y compris les protons et les neutrons. Cette force expliquait pourquoi les noyaux ne se désintégraient pas sous l’influence de la répulsion des protons, et elle expliquait également pourquoi la force forte attractive avait une portée plus limitée que la répulsion électromagnétique entre les protons. Plus tard, la découverte du Méson Pi a montré qu’il avait les propriétés de la particule de Yukawa.

Avec les papiers de 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 force nucléaire forte, à moins qu’elle ne soit trop grande. 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 positron ). Après l’une de ces désintégrations, le noyau résultant peut être laissé dans un état excité et, dans ce cas, il se désintègre à son état fondamental en émettant des photons de haute énergie (Désintégration gamma).

L’étude des forces nucléaires fortes et faibles (cette dernière expliquée par Enrico Fermi via l’interaction de Fermi en 1934) 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 le joyau de la couronne est le modèle standard de la physique des particules , qui décrit les forces fortes, faibles et électromagnétiques .

Physique nucléaire moderne

Un noyau lourd peut contenir des centaines de nucléons . Cela 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 de liquide résultant [ 27 ^] , le noyau a une énergie qui provient en partie de la tension superficielle et en partie de la répulsion électrique des protons. Le modèle de goutte liquide est capable de reproduire de nombreuses caractéristiques des noyaux, y compris la tendance générale de l’énergie de liaison par rapport au nombre de masse, ainsi que le phénomène de fission nucléaire .

Cependant, à cette image classique se superposent les effets de la mécanique quantique, qui peuvent être décrits à l’aide du modèle de coque nucléaire , développé en grande partie par Maria Goeppert Mayer ^[28] et J. Hans D. Jensen . ^[29] Les noyaux avec certains nombres « magiques » de neutrons et de protons sont particulièrement stables, car leurs coquilles sont remplies.

D’autres modèles plus compliqués pour le noyau ont également été proposés, comme le modèle du boson en interaction , dans lequel des paires de neutrons et de protons interagissent comme des bosons .

Les méthodes ab initio tentent de résoudre le problème nucléaire à plusieurs corps à partir de zéro, en partant des nucléons et de leurs interactions. ^[30]

Une grande partie de la recherche actuelle en physique nucléaire concerne l’étude des noyaux dans des conditions extrêmes telles qu’un spin élevé et une énergie d’excitation élevée. Les noyaux peuvent également avoir des formes extrêmes (semblables à celles des ballons de rugby ou même des poires ) ou des rapports neutron/proton extrêmes. Les expérimentateurs peuvent créer de tels noyaux en utilisant des réactions de fusion ou de transfert de nucléon induites artificiellement, en utilisant des faisceaux d’ions provenant d’un accélérateur . Des faisceaux d’énergies encore plus élevées peuvent être utilisés pour créer des noyaux à des températures très élevées, et il y a des signes que ces expériences ont produit une transition de phase de la matière nucléaire normale à un nouvel état, le plasma quark-gluon , dans lequel les quarksse mêlent les uns aux autres, plutôt que d’être séparés en triplets comme ils le sont dans les neutrons et les protons.

Désintégration nucléaire

Quatre-vingts éléments ont au moins un Isotope stable dont on n’observe jamais la désintégration, soit un total d’environ 252 nucléides stables. Cependant, des milliers d’ isotopes ont été caractérisés comme instables. Ces « radio-isotopes » se désintègrent sur des échelles de temps allant de fractions de seconde à des trillions d’années. Portée sur un graphique en fonction des nombres atomiques et neutroniques, l’énergie de liaison des nucléides forme ce que l’on appelle la vallée de la stabilité . Des nucléides stables se trouvent au fond de cette vallée d’énergie, tandis que des nucléides de plus en plus instables se trouvent sur les parois de la vallée, c’est-à-dire qu’ils ont une énergie de liaison plus faible.

Les noyaux les plus stables se situent dans certaines plages ou équilibres de composition des neutrons et des protons : trop peu ou trop de neutrons (par rapport au nombre de protons) le fera se désintégrer. Par exemple, dans la désintégration bêta , un atome d’ azote -16 (7 protons, 9 neutrons) est converti en un atome d’ oxygène -16 (8 protons, 8 neutrons) ^[31] en quelques secondes après sa création. Dans cette désintégration, un neutron dans le noyau d’azote est converti par l’ interaction faible en un proton, un électron et un Antineutrino . L’élément est transmuté en un autre élément, avec un nombre différent de protons.

Dans la désintégration alpha , qui se produit généralement dans les noyaux les plus lourds, l’élément radioactif se désintègre en émettant un noyau d’hélium (2 protons et 2 neutrons), donnant un autre élément, plus de l’hélium-4 . Dans de nombreux cas, ce processus se poursuit par plusieurs étapes de ce type, y compris d’autres types de désintégration (généralement la désintégration bêta) jusqu’à ce qu’un élément stable soit formé.

Dans la Désintégration gamma , un noyau se désintègre d’un état excité à un état d’énergie inférieure, en émettant un rayon gamma . L’élément n’est pas changé en un autre élément dans le processus (aucune transmutation nucléaire n’est impliquée).

D’autres désintégrations plus exotiques sont possibles (voir le premier article principal). Par exemple, dans la désintégration par conversion interne , l’énergie d’un noyau excité peut éjecter l’un des électrons orbitaux internes de l’atome, dans un processus qui produit des électrons à grande vitesse mais n’est pas une désintégration bêta et (contrairement à la désintégration bêta) ne transmute pas un élément à un autre.

La fusion nucléaire

Dans la fusion nucléaire , deux noyaux de faible masse entrent en contact très étroit l’un avec l’autre de sorte que la force forte les fusionne. Il faut une grande quantité d’énergie aux forces fortes ou nucléaires pour vaincre la répulsion électrique entre les noyaux afin de les fusionner ; par conséquent, la fusion nucléaire ne peut avoir lieu qu’à des températures ou des pressions très élevées. Lorsque les noyaux fusionnent, une très grande quantité d’énergie est libérée et le noyau combiné prend un niveau d’énergie inférieur. L’énergie de liaison par nucléon augmente avec le nombre de masse jusqu’au nickel -62. Les Étoiles comme le 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. Une frontière dans la recherche actuelle dans diverses institutions, par exemple le Joint European Torus (JET) et ITER , est le développement d’une méthode économiquement viable d’utilisation de l’énergie d’une réaction de fusion contrôlée. La fusion nucléaire est à l’origine de l’énergie (y compris sous forme de lumière et d’autres rayonnements électromagnétiques) produite par le noyau de toutes les Étoiles, y compris notre propre Soleil.

Fission nucléaire

La fission nucléaire est le processus inverse de la fusion. 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 brise en deux noyaux plus légers.

Le processus de désintégration alpha est essentiellement un type particulier de fission nucléaire spontanée . Il s’agit d’une fission hautement asymétrique car les quatre particules qui composent la particule alpha sont particulièrement étroitement liées les unes aux autres, ce qui rend la production de ce noyau en fission particulièrement probable.

A partir de plusieurs des noyaux les plus lourds dont la fission produit des neutrons libres, et qui absorbent également facilement les neutrons pour initier la fission, un type auto-inflammable de fission initiée par les neutrons peut être obtenu, dans une réaction 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 réaction en chaîne “nucléaire” , utilisant des neutrons produits par fission, est la source d’énergie des centrales nucléaires et des bombes nucléaires de type fission, telles que celles qui ont explosé à Hiroshima et Nagasaki , au Japon, à la fin de la Seconde Guerre mondiale . . Les noyaux lourds tels que l’uranium etle thorium peut également subir une fission spontanée , mais il est beaucoup plus susceptible de subir une désintégration par désintégration alpha.

Pour qu’une réaction en chaîne initiée par des neutrons se produise, il doit y avoir une masse critique de l’isotope pertinent présent dans un certain espace sous certaines conditions. Les conditions de la plus petite masse critique exigent la conservation des neutrons émis ainsi que leur ralentissement ou leur modération afin qu’il y ait une plus grande section efficace ou probabilité qu’ils initient une autre fission. Dans deux régions d’ Oklo , au Gabon, en Afrique, des réacteurs à fission nucléaire naturelle étaient actifs il y a plus de 1,5 milliard d’années. ^[32]Les mesures de l’émission naturelle de Neutrinos ont démontré qu’environ la moitié de la chaleur émanant du noyau terrestre résulte de la désintégration radioactive. Cependant, on ne sait pas si cela résulte de réactions de fission en chaîne. ^{[ citation nécessaire ]}

Production d’éléments “lourds”

Selon la théorie, lorsque l’Univers s’est refroidi après le Big Bang , il est finalement devenu possible que des particules subatomiques communes telles que nous les connaissons (neutrons, protons et électrons) existent. Les particules les plus courantes créées lors du Big Bang et qui nous sont encore facilement observables aujourd’hui étaient les protons et les électrons (en nombre égal). Les protons finiraient par former des atomes d’hydrogène. Presque tous les neutrons créés lors du Big Bang ont été absorbés dans l’hélium-4 dans les trois premières minutes après le Big Bang, et cet hélium représente la majeure partie de l’hélium dans l’univers aujourd’hui (voir la nucléosynthèse du Big Bang ).

Certaines quantités relativement faibles d’éléments au-delà de l’hélium (lithium, béryllium et peut-être du bore) ont été créées lors du Big Bang, lorsque les protons et les neutrons sont entrés en collision, mais tous les “éléments plus lourds” (carbone, élément numéro 6, et des éléments de plus grand numéro atomique ) que nous voyons aujourd’hui, ont été créés à l’intérieur des Étoiles au cours d’une série d’étapes de fusion, telles que 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.

L’énergie n’est libérée que dans les processus de fusion impliquant des atomes plus petits que le fer car l’énergie de liaison par nucléon culmine autour du fer (56 nucléons). La création de noyaux plus lourds par fusion nécessitant 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 de neutrons (ce qu’on appelle le processus s ) soit par le processus rapide ou r . Le processus s se produit dans les Étoiles à pulsations thermiques (appelées AGB, ou Étoiles à branches géantes asymptotique) et prend des centaines à des milliers d’années pour atteindre les éléments les plus lourds de plomb et de bismuth. LeOn pense que le processus r se produit dans les Explosions de supernova , qui fournissent les conditions nécessaires de haute température, de flux de neutrons élevé et de matière éjectée. Ces conditions stellaires rendent très rapides les captures successives de neutrons, impliquant des espèces très riches en neutrons qui se désintègrent ensuite en éléments plus lourds, en particulier aux points dits d’attente qui correspondent à des nucléides plus stables avec des couches de neutrons fermées (nombres magiques).

Voir également

• Portail de physique
• Portail de la technologie nucléaire

• Décalage isomérique
• Matière dégénérée par les neutrons
• Chimie nucléaire
• Matière nucléaire
• Modèle nucléaire
• Spectroscopie nucléaire
• Nucleonica , portail Web sur la science nucléaire
• QCD matière

Références

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Bibliographie

• Chimie générale par Linus Pauling (Douvres 1970) ISBN 0-486-65622-5
• Introduction à la physique nucléaire par Kenneth S. Krane (3e édition, 1987) ISBN 978-0471805533 [Manuel de premier cycle]
• Theoretical Nuclear And Subnuclear Physics par John D. Walecka (2e édition, 2004) ISBN 9812388982 [Manuel d’études supérieures]
• Physique nucléaire en bref par Carlos A. Bertulani (Princeton Press 2007) ISBN 978-0-691-12505-3

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• Services de données nucléaires – AIEA
• Nuclear Physics , BBC Radio 4 discussion avec Jim Al-Khalili, John Gribbin et Catherine Sutton ( In Our Time , 10 janvier 2002)