Radioactivité explication

redball.gif Historique

 

 

 

Henri Becquerel

 

En 1896, Henri Becquerel s’est aperçu que des plaques photographiques protégées de la lumière et mises en présence de matériaux contenant de l’uranium étaient impressionnées. Cela laissait suggérer qu’une sorte de radiation avait traversé les protections. D’autres corps présentent de telles radiations et sont dit radioactifs ; ils sont instables et se désintègrent. En 1899, Ernest Rutherford a découvert que l’uranium émettait trois types de radiations différentes qu’il a classées en fonction de leur capacité à pénétrer la matière : il s’agit des radiations $ \alpha$ (alpha), $ \beta$ (beta) et $ \gamma$ (gamma).

Rutherford montra que les particules $ \alpha$ était des noyaux de l’atome d’hélium (4He) ; on peut les arrêter avec une simple feuille de papier. Les particules $ \beta$ sont en fait des électrons assez énergétiques et il faut une feuille d’environ 6mm d’aluminium pour les stopper. Les particules $ \gamma$ sont des photonstrès énergétiques et plusieurs centimètres de plomb sont nécessaires pour les stopper (Les rayons X, découverts par Röntgen, sont aussi des photons mais un peu moins énergétiques).

Les particules alpha et les gamma sont émis à des énergies spécifiques qui dépendent de l’isotope radioactif. Par contre les particules beta sont émises avec un spectre continu allant de 0 jusqu’à une valeur maximum qui dépend de l’isotope.

 

 

 

Pénétration des radiations dans la matière.

 

Les radiations sont donc des particules (ou des noyaux dans le cas de la radioactivité alpha) qui proviennent du noyau radioactif « père » ; en émettant ces particules, le noyau père disparaît (il se désintègre) pour donner naissance à un nouveau noyau (noyau fils) qui peut être lui même radioactif (et le processus continue pour former une chaîne) ou bien être stable marquant la fin de la chaîne.

Ces désintégrations ne se font pas instantanément (sinon il n’y aurait plus que des noyaux stables). En fait, on considère un ensemble de noyaux à un instant t ; le temps nécessaire pour que le nombre de noyaux initiaux soit divisé par 2 s’appelle la demi-vie. Ce temps caractéristique diffère pour chaque noyau et peut être de l’ordre de la milliseconde à plusieurs centaines de milliers d’années. Plus un noyau a une durée de demi-vie courte plus il sera radioactif, et inversement. Notons qu’à chaque fois qu’un noyau émet une radiation, c’est qu’il s’est désintégré : il a donc définitivement disparu. Par exemple, après 10 demi-vie, il ne reste plus que 1 millième du nombre de noyaux radioactifs initiaux.

 

 

 

Désintégration des noyaux radioactifs : chaque point noir représente un noyaux ; après 10 demi-vie, il ne reste qu’un millième des noyaux initiaux.

 

Remarquons enfin qu’il n’y a aucune différence entre les radiations émises par la radioactivité naturelle (i.e., celles émises par les atomes présents dans la nature) et les radiations « artificielles » : ce terme, signifie que ce sont les noyaux radioactifs qui ont été formés « artificiellement » (par des réactions nucléaires sur des atomes de la nature) ; ils se désintègrent tout aussi naturellement que les « autres ».

 

blueball.gif Radioactivité Alpha

La désintégration alpha d’un noyau AZX correspond à l’émission d’un noyau d’hélium 42He. Le noyau fils résultant de cette désintégration a donc Z-2 protons et A-4 nucléons (protons+neutrons) : A – 4Z – 2X.

 

 

 

Désintégration alpha du Radium 226 en Radon 222.

 

En fait, des mesures précises montrent que la masse totale du noyau fils et de la particule alpha est légèrement inférieure à la masse du noyau père :cela vient du fait qu’une partie de la masse est convertie (selon la célèbre formule d’Einstein E = mc2) en énergie cinétique permettant l’expulsion du noyau d’hélium :

 

 

 

 

blueball.gif Radioactivité Beta

Il existe deux types de radioactivité beta : la radioactivité $ \beta^{-}_{}$ et $ \beta^{+}_{}$. Ces processus sont un peu plus complexes que celui décrit pour la radioactivité alpha. Les particules $ \beta^{-}_{}$ et $ \beta^{+}_{}$sont en fait des électrons et positons (l’anti-particule de l’électron). Or dans le noyau on ne trouve que des protons et des neutrons ; pour certains noyaux radioactifs, ces neutrons ou ces protons peuvent se « transformer » en électron ou positon.

 

Radioactivité Beta-

Un neutron du noyau AZX se désintègre en un proton, un électron e et un anti-neutrino $ \overline{\nu }_{e}^{}$1. Ces deux derniers sont émis hors du noyau. Le noyau fils résultant de cette désintégration a donc Z+1 protons et toujours A nucléons (protons+neutrons) : AZ + 1X.

 

 

 

Désintégration Beta- du Carbone 14 en Azote 14.

 

 

Généralement ce sont les noyaux riches en neutrons qui présentent ce type de radioactivité.

 

Radioactivité Beta+

C’est une sorte de miroir de la radioactivité $ \beta^{-}_{}$. Un proton du noyau AZX se désintègre en un neutron, un positon e+ et un neutrino $ \nu_{e}^{}$2. Ces deux derniers sont émis hors du noyau. Le noyau fils résultant de cette désintégration a donc Z-1 protons et toujours A nucléons (protons+neutrons) : AZ – 1X.

 

 

 

Désintégration Beta+ du Fluor 18 en oxygène 18.

 

 

Radioactivité Gamma

Les radiations $ \gamma$ sont en fait des photons très énergétiques (radiations électromagnétiques) comme le photon visible ; seule leur longueur d’onde permet de les différencier de ces derniers. Elles résultent d’une réorganisation de la charge électrique à l’intérieur du noyau. De telles réorganisations ont lieu quand le noyau subit des transitions d’une configuration à une autre (changement de forme, …). Il n’y a ni changement du nombre de masse A, ni le numéro atomique Z . On parle souvent de désexcitation du noyau. Il y en général toute une cascade de photons $ \gamma$ émis.

 

 

 

Désexcitation Gamma du Dysprosium.

 

 

Capture électronique

Il existe une réaction nucléaire qui entre en compétition avec la radioactivité $ \beta^{+}_{}$. Il s’agit de la capture électronique. Elle est un peu analogue à cette dernière dans la mesure où un proton du noyau est transformé en un neutron, cependant il n’y a émission que d’un neutrino et pas de positon. Un électron de la couche la plus interne de l’atome peut pénétrer dans le noyau et interagir avec un proton pour former un neutron et un neutrino qui est expulsé du noyau. La capture électronique est accompagnée d’émission de rayons X (photons d’énergie plus faible que les gamma). Comme dans la radioactivité $ \beta^{+}_{}$, on passe d’un noyau AZX à un noyau AZ – 1X

 

 

 

Désintégration par capture électronique du Curium 239 en Americium 239.

 

 

 

redball.gif Rayonnement Cosmique

Des électrons, protons ou noyaux plus complexes de hautes énergies sont produits dans un grand nombre d’évènements astronomiques (e.g., explosion de supernova) et traversent l’univers ; on les appelle les rayons cosmiques. Certains d’entre eux atteignent la Terre, et en collisionnant sur les noyaux composants notre atmosphère, forment d’autres particules (les pions, les muons). Ces particules ralentissent et/ou disparaissent en heurtant d’autres noyaux. Ainsi, plus on prend de l’altitude (montagne, avion) plus on est soumis à ces rayons cosmiques (c’est un problème important à prendre en compte pour les vols spatiaux). Ces particules très énergétiques nécessitent plusieurs centimètre de plomb pour être arrêtées. Ces particules peuvent provoquer des mutations génétiques importantes. Bien qu’elles soient dangereuses en très grande quantité, elles sont néanmoins indispensables à la diversification de la vie et donc à son maintien.

 

redball.gif Réactions Nucléaires

Quand les noyaux sont suffisamment proches les uns des autres, ils peuvent interagir par l’intermédiaire d’une force nucléaire forte et donner lieux à des réactions nucléaires. Comme les réactions chimiques, les réactions nucléaires peuvent être soit exothermiques (i.e., libérer de l’énergie) soit endothermiques (i.e. absorber de l’énergie). Il y a deux grandes classes de réactions nucléaires importantes : les réactions de fusion et les réactions de fission.

 

blueball.gif La Fusion

La fusion est un processus nucléaire qui permet de combiner deux noyaux légers pour former un noyau plus lourd. Une réaction importante de fusion (utilisée dans les bombes thermo-nucléaires ou dans les futurs réacteurs à fusion) est celle qui combine deux isotopes de l’hydrogène, le tritium 3H et le deuterium 2H pour former un isotope de l’hélium.

 

 

 

Fusion du tritium et du deuterium.

 

Une telle réaction libère une très grande quantité d’énergie, plus d’un million de fois plus qu’une réaction chimique. Une telle quantité d’énergie est libérée car la masse des produits de la fusion est plus petit que celles des 2 noyaux initiaux (toujours grâce au principe d’Einstein qui relie la masse et l’énergie). Bien qu’étant énergétiquement favorable, la fusion de noyaux légers ne se produit pas dans les conditions standards sur Terre ; en effet les noyaux étant chargés positivement, il faut fournir une grande quantité d’énergie pour vaincre la force électrostatique répulsive pour que la force nucléaire qui agit à très courtes distances puisse prendre le dessus et provoquer la fusion. Ces réactions de fusion ont pourtant lieux depuis des millénaires dans l’univers, en particulier au centre des étoiles, comme notre soleil. Sur Terre, de telles réactions n’ont pu être réalisées par des physiciens que depuis une soixantaine d’années (cependant, ces expériences n’ont été des « vrais succès » que pour les armes thermo-nucléaires (bombe à hydrogène) et les applications civiles pour la production d’énergie (TOKAMAK, Laser Méga-Joule) sont encore, malheureusement, loin de voir le jour).

Les réactions de fusion qui ont lieu dans les étoiles, commencent par la fusion d’hydrogène pour donner de l’hélium ; peu à peu, les noyaux de plus en plus lourds ainsi formés fusionnent à leur tour. Ces réactions de fusion s’arrêtent vers la masse 60 (fer) qui correspond à une énergie de liaison maximum ; au-delà, ces processus sont énergétiquement défavorables. Une fois que la plupart du coeur de l’étoile est formé de fer, elle approche de sa fin de vie. Ensuite, l’étoile se comprime (force gravitationnelle). Les étoiles suffisamment massives peuvent exploser de façon très soudaine et violente pour former une supernove. Dans cette phase, les noyaux sont accélérés à des vitesses très supérieures à celles qu’ils pouvaient avoir dans le coeur de l’étoile, permettant grâce à ce surplus d’énergie, des réactions de fusion pour des noyaux de masse supérieure à celle du fer. Les noyaux lourds comme le plomb, l’argent ou l’or que nous trouvons sur Terre sont des débris des ces supernova.

 

blueball.gif La Fission

Les réactions de fission se produisent essentiellement pour les noyaux lourds : un noyau lourd se scinde en deux parties (les fragments ou produits de fission) en libérant de l’énergie. L’exemple le plus courant est la fission de l’uranium 235 (le seul noyau fissile existant à l’état naturel sur Terre). Il a été utilisé dans les premières bombes atomiques et est utilisé dans la plupart des réacteurs nucléaires civils pour la production d’énergie.

 

 

 

La fission de l’Uranium 235 donnent 2 produits de fission (ici le Xénon 134 et le Strontium 100) et environ 2.5 neutrons3.

 

La fission produit d’une part des neutrons et d’autre part des produits de fission (l’exemple ci-dessus n’est qu’un cas de fission de l’uranium 235 possible ; toute autre combinaison de noyaux plus légers est possible pourvu que le nombre de neutrons et de protons soient conservés de part et d’autre de la flèche). La fission libère, tout comme la fusion, une quantité d’énergie considérable. Elle n’est possible que pour les noyaux lourds en raison de la répulsion électrostatique qui existe entre le grand nombre de protons des ces noyaux (cette répulsion est beaucoup plus faible pour les noyaux légers). En fait, il s’agit toujours d’une compétition entre la force nucléaire forte et la répulsion coulombienne ; « quand un noyau fissionne, c’est la force électrostatique qui gagne ».

La fission peut être soit provoquée comme dans l’exemple ci-dessus où il a été nécessaire de fournir un neutron à l’uranium pour qu’il fissionne, soit spontanée comme dans le cas du Plutonium 242 par exemple.

La fission, elle aussi est une réaction très importante dans l’univers et a lieu depuis des millions d’années. Sur Terre, elle est utilisée dans les réacteurs pour produire de l’énergie depuis une cinquantaine d’années (le premier « réacteur » a été fabriqué par Enrico Fermi en 1942). Cependant, les réacteurs nucléaires existent depuis beaucoup plus longtemps : en 1972, il a été retrouvé à Oklo au Gabon plusieurs réacteurs nucléaires naturels qui datent d’environ 2000 million d’années ; ces réacteurs naturels ont fonctionné de façon analogue à ceux actuellement utilisés.

 

source : http://lpsc.in2p3.fr/gpr/french/Radioactivite/radio/radio.html

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