La diversité des éléments chimiques
Depuis la naissance de l'Univers, les atomes d'hydrogène qui le composaient alors majoritairement se sont organisés en systèmes de plus en plus complexes.
Aujourd'hui, les proportions en éléments chimiques de ces systèmes sont très diverses.
La composition chimique moyenne de l'Univers est la suivante :
La composition chimique moyenne de la Terre est la suivante :
La composition chimique moyenne d'un être humain est la suivante :
La composition chimique moyenne d'une algue est la suivante :
L'origine des éléments chimiques
Le modèle du Big Bang permet de décrire l'origine de certains éléments chimiques à partir desquels de nouveaux éléments ont été créés dans le cœur des étoiles.
Le Big Bang
L'Univers n'a pas toujours été tel que nous le connaissons. Le modèle du Big Bang décrit sa naissance et son évolution.
Big Bang
Le Big Bang est une théorie qui, à partir de preuves contemporaines, décrit la naissance de l'Univers survenue il y a environ 13,8 milliards d'années.
Dans le modèle du Big Bang, l'Univers originel, qui se résumait à un point très dense et chaud, est rentré en expansion. La matière s'est alors organisée au fur et à mesure du refroidissement de l'Univers :
- Les premiers noyaux, principalement d'hydrogène et d'hélium, se sont formés pendant les 300 000 premières années.
- Les plus anciennes étoiles et galaxies se sont formées quelques centaines de millions d'années après le Big Bang, par accrétion des poussières.
- Il y a environ 13 milliards d'années, notre galaxie, la Voie lactée, s'est formée.
- Il y a un peu moins de 5 milliards d'années, le Soleil s'est formé à son tour et le système solaire avec lui.
L'expansion de l'Univers
Les réactions nucléaires au sein des étoiles
C'est dans le cœur des étoiles que des réactions nucléaires vont créer de nouveaux éléments chimiques.
La fusion nucléaire
Au sein des étoiles, la pression et la température sont assez élevées pour que des réactions de fusion entre des atomes aient lieu. Elles créent de nouveaux éléments chimiques.
Fusion
La fusion est une réaction nucléaire au cours de laquelle deux noyaux atomiques s'assemblent pour former un noyau plus lourd.
Chaque seconde, le Soleil transforme 600 millions de tonnes d'hydrogène, ou de ses isotopes, en hélium. Le deutérium \ce{^{2}_{1}H} et le tritium \ce{^{3}_{1}H} peuvent notamment fusionner ensemble pour donner de l'hélium :
\ce{^{2}_{1}H}+\ce{^{3}_{1}H}\ce{->}\ce{^{4}_{2}He}^{*}+\ce{^{1}_{0}n}
Cette réaction dégage un neutron.
Les fusions nucléaires qui ont lieu dans les étoiles produisent, à partir de l'hydrogène et de l'hélium, les éléments chimiques de numéro atomique \text{Z} inférieur ou égal à 26 (le numéro atomique du fer, trop stable pour être le résultat d'une fusion nucléaire).
On désigne ce phénomène par l'expression « nucléosynthèse stellaire ».
Au moment de la mort d'une étoile, les noyaux de numéro atomique supérieur à 26 (donc plus lourds que le fer) sont formés. L'ensemble de ces éléments chimiques sont alors dispersés, enrichissant l'Univers.
- Le carbone \text{Z} = 6, l'azote \text{Z} = 7 et l'oxygène \text{Z} = 8, qui sont les composants majoritaires des êtres humains, sont formés au sein des étoiles.
- L'uranium \text{Z} = 92 est formé lors de l'effondrement de l'étoile.
La fission nucléaire
Avec la fission nucléaire, les hommes produisent de l'énergie et forment des éléments chimiques à partir de noyaux.
Fission
La fission est une réaction nucléaire au cours de laquelle l'impact d'un neutron sur un noyau lourd provoque son éclatement en deux noyaux plus légers.
La réaction nucléaire de fission de l'uranium 235 provoquée par l'impact d'un neutron et qui peut se dérouler dans le cœur d'une centrale nucléaire est :
n_{0}^{1} + \ce{^{235}_{92}U}\ce{->}\ce{^{94}_{38}Sr}^{*}+\ce{^{139}_{54}Xe}^{*}+3_{0}^{1}
Fission de l'uranium 235
La désintégration et la datation des éléments chimiques
Les noyaux possèdent des isotopes dont certains ne sont pas stables et se désintègrent spontanément avec le temps. Ces noyaux radioactifs sont utilisés dans de nombreux cas, comme par exemple la datation d'objets anciens.
La désintégration des noyaux radioactifs
Parmi les isotopes d'un élément chimique, seuls certains isotopes sont stables. Les autres se désintègrent spontanément : ils sont radioactifs.
Isotope
Deux atomes sont isotopes s'ils ont :
- le même numéro atomique \text{Z} : ils correspondent donc au même élément chimique et ont les mêmes propriétés chimiques ;
- un nombre de masse \text{A} différent : leur noyau ne contient pas le même nombre de neutrons et leur masse est différente.
Radioactivité
La radioactivité est le phénomène associé à la désintégration spontanée des noyaux instables.
Parmi les isotopes du carbone, seul le carbone \ce{^12_6C} est stable, alors que les carbone 13 \ce{^13_6C} et carbone 14 \ce{^14_6C} sont radioactifs.
La radioactivité est un phénomène :
- spontané : elle se déclenche sans intervention extérieure ;
- aléatoire : on ne peut pas prévoir l'instant de la désintégration ;
- inéluctable : un noyau instable se désintégrera tôt ou tard ;
- indépendant de la pression et de la température.
Désintégration radioactive
La désintégration radioactive est une réaction nucléaire spontanée au cours de laquelle un noyau radioactif donne naissance à un noyau plus stable.
La désintégration radioactive du noyau instable, appelé noyau père et noté \ce{^{A}_{Z}X}, s'accompagne de l'émission :
- d'un noyau fils, \ce{^{A'}_{Z'}Y}, généralement obtenu dans un état excité et alors noté \ce{^{A'}_{Z'}Y}^{*} ;
- d'une particule, \ce{^{A''}_{Z''}P} ;
- d'un rayonnement électromagnétique γ, émis lors de la désexcitation du noyau fils.
Le bilan de la désintégration peut donc s'écrire :
\ce{_{Z}^{A}X} \ce{->} \ce{_{Z'}^{A'}Y }+ \ce{_{Z''}^{A''}P} + \gamma
Ou en indiquant que le noyau fils est formé dans un état excité, sachant qu'en se désexcitant il émettra un rayonnement γ :
\ce{_{Z}^{A}X} \ce{->} \ce{_{Z'}^{A'}Y^{*} }+ \ce{_{Z''}^{A''}P} + \gamma
Lors d'une désintégration nucléaire, il y a conservation du nombre de charge \text{Z} et du nombre de masse (de nucléons) \text{A}.
Lois de Soddy
Les lois de Soddy permettent d'écrire :
- d'après la loi de conservation du nombre de masse : \text{A = A' + A"} ;
- d'après la loi de conservation du nombre de charge : \text{Z = Z' + Z"}.
| Types de désintégration | Particules émises | Exemples |
| \beta^- | Un électron, noté \ce{^{0}_{-1}e} | \ce{_{6}^{14}C} \ce{->} \ce{_{7}^{14}N}^{*} + \ce{^{0}_{-1}e} |
| \beta^+ | Un positon (antiparticule de l'électron), noté \ce{^{0}_{1}e} | \ce{_{10}^{19}Ne} \ce{->} \ce{^{19}_{9}F}^{*}+ \ce{^{0}_{1}e}\\ |
| \alpha | Un noyau d'hélium \ce{^{4}_{2}He} | \ce{_{92}^{238}Na} \ce{->}\ce{^{234}_{90}Th}^{*}+\ce{^{4}_{2}He} |
La demi-vie des noyaux radioactifs
Les noyaux radioactifs se désintégrant, leur nombre dans un échantillon diminue continuellement.
Demi-vie
La demi-vie, ou période radioactive, notée T_{\dfrac{1}{2}}, est la durée au bout de laquelle le nombre de noyaux radioactifs contenus initialement dans un échantillon de matière est divisé par 2.
La demi-vie du carbone 14 est de 5 730 ans.
Bien qu'il soit impossible de connaître le moment où un noyau radioactif va se désintégrer, on peut prévoir l'évolution d'un grand nombre de noyaux radioactifs à l'aide de leur demi-vie.
Dans un échantillon contenant initialement un nombre N_0 de noyaux radioactifs, au bout d'une durée t = n T_{\dfrac{1}{2}}, le nombre de noyaux radioactifs encore présents dans un échantillon est N = \dfrac{N_0}{2^n}.
Le graphique représentant le nombre N de noyaux radioactifs en fonction du temps t est donc le suivant :
- Initialement, le nombre de noyaux radioactifs est N_0.
- Au bout d'une demi-vie, la moitié de ces noyaux s'est désintégrée, il reste donc \dfrac{N_0}{2} noyaux radioactifs. À t = 1 T_{\dfrac{1}{2}}, N = \dfrac{N_0}{2^1}.
- Après une durée encore égale à une demi-vie, la moitié des noyaux restant s'est désintégrée, il reste donc \dfrac{\dfrac{N_0}{2}}{2} =\dfrac{N_0}{4} noyaux radioactifs. À t = 2 T_{\dfrac{1}{2}}, N = \dfrac{N_0}{2^2}.
- Après une durée encore égale à une demi-vie, la moitié des noyaux restant s'est désintégrée, il reste donc \dfrac{\dfrac{N_0}{4}}{2}= \dfrac{N_0}{8} noyaux radioactifs. À t = 3 T_{\dfrac{1}{2}}, N = \dfrac{N_0}{2^3}.
- On peut généraliser : à t = n T_{\dfrac{1}{2}}, N = \dfrac{N_0}{2^n}.
Une durée de 22 920 ans représente 4 demi-vies du carbone 14 : \text{22 920 = 5 730} \times 4.
Par conséquent, au bout de cette durée, le nombre de noyaux de carbone 14 initialement présents dans un échantillon aura été divisé par 2^4 = 16.
Ce modèle de décroissance radioactive est une fonction exponentielle.
La datation au carbone 14
La demi-vie des noyaux radioactifs est utilisée pour dater les éléments chimiques. C'est le principe de la datation au carbone 14.
Tant qu'il est vivant, un végétal ou un animal possède un taux de carbone 14 constant (lié à celui de l'environnement). Or, de ces deux atomes, seul le carbone 14 est radioactif.
Quand l'organisme meurt, les atomes de carbone 14 se désintègrent, et le rapport du nombre d'atomes de carbone 14 sur celui des atomes de carbone 12 diminue.
La mesure de ce taux (noté \dfrac{{14}C}{{12}C }) et la courbe de décroissance exponentielle de ce taux permettent de dater la mort d'un organisme.
On a mesuré dans un organisme mort un taux \dfrac{^{14}\text{C}}{^{12}\text{C}} = 25 \text{ \%}.
En plaçant ce taux sur la courbe de décroissance exponentielle du taux de carbone 14/carbone 12, on peut lire la durée qui sépare la mesure de ce taux de la mort de l'organisme.
