Dans le cas de l’hélium traité au paragraphe précédent, cette énergie est égale à :
1/4(4,48 X 10"'^) J = 1,12 X 10“'^ J par nucléon. La courbe suivante montre la variation de la BEPN en fonction du nombre de nucléons A. L’échelle d ’énergie retenue est
arbitraire, car ce qui importe est la description des grandes tendances relatives pour
l’ensemble des éléments.
Variation de la BEPN en fonction du nombre de nucléons
(unité d’énergie arbitraire)
T J
O
c
D
û
«JD t H
O
CM
(y )
X I
ai
' v_
>Q .
O
U
La courbe précédente est appelée courbe d’Aston. L’énergie de liaison croît rapidement à partir de l’hydrogène (pas d ’énergie de liaison) pour monter jusqu’à la valeur de
l’hélium. La courbe redescend pour le lithium puis monte régulièrement pour culminer
dans la région des métaux comme le fer et le cuivre. Elle redescend lentement quand Z
croît. Cela permet de distinguer deux grandes zones, séparées par une ligne aux traits
pointillés dans la figure :
• pour les éléments légers, il est possible de gagner beaucoup d ’énergie lors de la fusion
des nucléons ;
• pour les éléments lourds, c’est à l’inverse la fission qui va libérer de l’énergie. Les
noyaux très lourds sont moins stables que des fragments de masse moindre séparés.
L’exploitation de l’énergie nucléaire utilise la seconde possibilité. La fusion contrôlée
des atomes légers n’est pas maîtrisée à cette heure. Elle est toutefois réalisée dans les
bombes dites « H ». Dans les étoiles et en particulier dans le Soleil, la fusion de l’hydrogène donnant de l’hélium est réalisée à très grande échelle.
Nous pouvons comprendre à l’aide du graphe d’Aston comment les atomes lourds se
forment dans les étoiles à partir des nucléons, par condensations successives. Dans un
premier temps, la pression et la température très élevées initient les réactions de fusion,
qui, à leur tour, dégagent de l’énergie et entretiennent le processus. Quand l’hydrogène
et les matériaux légers sont consommés, l’étoile se condense, puis explose. C ’est au
cours de ce processus que les éléments lourds sont synthétisés à partir des fragments
plus légers formés dans la phase de combustion. Ils sont ensuite répartis dans un nuage
qui pourra, à son tour, se condenser pour conduire à une autre phase du même type. Les
éléments relativement lourds, dont nous sommes constitués, proviennent d ’un ou plusieurs cycles de ce genre et non des débuts de l’Univers.
P
Fiche 11
33
1/4(4,48 X 10"'^) J = 1,12 X 10“'^ J par nucléon. La courbe suivante montre la variation de la BEPN en fonction du nombre de nucléons A. L’échelle d ’énergie retenue est
arbitraire, car ce qui importe est la description des grandes tendances relatives pour
l’ensemble des éléments.
Variation de la BEPN en fonction du nombre de nucléons
(unité d’énergie arbitraire)
T J
O
c
D
û
«JD t H
O
CM
(y )
X I
ai
' v_
>Q .
O
U
La courbe précédente est appelée courbe d’Aston. L’énergie de liaison croît rapidement à partir de l’hydrogène (pas d ’énergie de liaison) pour monter jusqu’à la valeur de
l’hélium. La courbe redescend pour le lithium puis monte régulièrement pour culminer
dans la région des métaux comme le fer et le cuivre. Elle redescend lentement quand Z
croît. Cela permet de distinguer deux grandes zones, séparées par une ligne aux traits
pointillés dans la figure :
• pour les éléments légers, il est possible de gagner beaucoup d ’énergie lors de la fusion
des nucléons ;
• pour les éléments lourds, c’est à l’inverse la fission qui va libérer de l’énergie. Les
noyaux très lourds sont moins stables que des fragments de masse moindre séparés.
L’exploitation de l’énergie nucléaire utilise la seconde possibilité. La fusion contrôlée
des atomes légers n’est pas maîtrisée à cette heure. Elle est toutefois réalisée dans les
bombes dites « H ». Dans les étoiles et en particulier dans le Soleil, la fusion de l’hydrogène donnant de l’hélium est réalisée à très grande échelle.
Nous pouvons comprendre à l’aide du graphe d’Aston comment les atomes lourds se
forment dans les étoiles à partir des nucléons, par condensations successives. Dans un
premier temps, la pression et la température très élevées initient les réactions de fusion,
qui, à leur tour, dégagent de l’énergie et entretiennent le processus. Quand l’hydrogène
et les matériaux légers sont consommés, l’étoile se condense, puis explose. C ’est au
cours de ce processus que les éléments lourds sont synthétisés à partir des fragments
plus légers formés dans la phase de combustion. Ils sont ensuite répartis dans un nuage
qui pourra, à son tour, se condenser pour conduire à une autre phase du même type. Les
éléments relativement lourds, dont nous sommes constitués, proviennent d ’un ou plusieurs cycles de ce genre et non des débuts de l’Univers.
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