Physique – exercitation sur la nucleosynthèse des éléments chimiques, Exercices de Physique Numérique
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Eleonore_sa29 April 2014

Physique – exercitation sur la nucleosynthèse des éléments chimiques, Exercices de Physique Numérique

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Physique – exercitation sur la nucleosynthèse des éléments chimiques. Les principaux thèmes abordés sont les suivants: la nucleosynthèse des éléments chimiques, Les premiers éléments présents dans l'univers, Fusion de l'...
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EXERCICE III

09/2006 Métropole Calculatrice interdite

EXERCICE III. NUCLEOSYNTHESE DES ELEMENTS CHIMIQUES (4 points)

Le but de cet exercice est d'étudier les réactions nucléaires qui se produisent dans l'univers, notamment dans les étoiles, et qui engendrent la synthèse des éléments chimiques.

Données: masse d'un noyau d'hydrogène ou d'un proton: mp = 1,67 10-27 kg masse d'un positron (ou positon) : me

célérité de la lumière dans le vide : c = 3,00 108 m.s-1

constante radioactive du "béryllium 8", 1 1016 s-1

1 eV = 1,60 10 -19 J

constante de Planck : h= 6,63 10-34 J.s Certaines aides au calcul peuvent comporter des résultats ne correspondant pas au calcul à effectuer.

1. Les premiers éléments présents dans l'univers

Selon le modèle du big-bang, quelques secondes après l'explosion originelle, les seuls éléments chimiques présents étaient l'hydrogène (90%), l'hélium et le lithium, ce dernier en quantité très faible. Les physiciens ont cherché à comprendre d'où provenaient les autres éléments existant dans l'univers.

1.1. Déterminer la composition des noyaux des atomes d'hélium He42 et He 3 2 ainsi que celle de l'ion

hélium +242He .

1.2. La synthèse des éléments chimiques plus lourds se fait par des réactions nucléaires. Pourquoi cette synthèse ne peut-elle pas se faire par des réactions chimiques ? 2. Fusion de l'hydrogène

Sous l'action de la force gravitationnelle les premiers éléments (hydrogène, hélium…) se rassemblent, formant des nuages gazeux en certains endroits de l'univers. Puis le nuage s'effondre sur lui-même et la température centrale atteint environ 107 K. À cette température démarre la

première réaction de fusion de l'hydrogène dont le bilan peut s'écrire: 4 H11  He 4 2 + 2 e

0 1 . Une étoile

est née.

2.1. En notant mHe la masse d'un noyau d' "hélium 4", écrire l'expression littérale de l'énergie EΔ

libérée lors de cette réaction de fusion des 4 noyaux d'hydrogène.

L'application numérique donne une valeur voisine de 4 10 -12 J

2.2. Cas du Soleil

2.2.1. À sa naissance on peut estimer que le Soleil avait une masse d'environ

MS = 2 1030 kg. Seul un dixième de cette masse est constituée d'hydrogène suffisamment chaud pour être le siège de réactions de fusion. On considère que l'essentiel de l'énergie produite vient de la réaction de fusion précédente. Montrer que l'énergie totale ET pouvant être produite par ces réactions de fusion est voisine

de ET 1044 J. 2.2.2. Des physiciens ont mesuré la quantité d'énergie reçue par la Terre et en ont déduit

l'énergie ES libérée par le Soleil en une année: ES 1034 J.an-1 .

En déduire la durée t nécessaire pour que le Soleil consomme toutes ses réserves d'hydrogène.

3. Un produit de la fusion de l'hélium

D'autres réactions de nucléosynthèse peuvent se produire au cœur d'une étoile. Selon les modèles élaborés par les physiciens, l'accumulation par gravitation des noyaux d'hélium formés entraîne une contraction du cœur de l'étoile et une élévation de sa température. Lorsqu'elle atteint environ 10 8 K,

la fusion de l'hélium commence : 4 2 He + 4

2 He 8

4 Be . Il se forme ainsi des noyaux de "béryllium 8"

radioactifs de très courte durée de vie.

On s'intéresse à la radioactivité du "béryllium 8". Soit N(t) le nombre de noyaux de "béryllium 8" présents dans l'échantillon à l'instant de date t, et N0 celui à l'instant de date t0 = 0 s. 3.1. En utilisantla loi de décroissance radioactive, démontrer la relation entre la demi-vie t1/2 et la

constante radioactive  : t1/2 = 2ln

.

3.2. Calculer le temps de demi-vie t1/2 du "béryllium 8".

Aide au calcul : ln2 0,7

3.3. En déduire le rapport 1

0

( )N t

N à l'instant de date t1 = 1,4  10 -16 s

4. Vers des éléments plus lourds

Dans les étoiles de masse au moins 4 fois supérieure à celle du Soleil, d'autres éléments plus lourds

peuvent ensuite être formés par fusion, par exemple le carbone 12C , l'oxygène 16O , le magnésium 24Mg , le soufre 32S (…) et le fer 56Fe .

4.1. Donner l'expression littérale de l'énergie de liaison par nucléon E

A d'un noyau de fer 56

26 Fe , en

fonction des masses du neutron mn, du proton mp, du noyau de "fer 56" mFe et de la célérité de la lumière dans le vide c.4.2. Indiquer sur la courbe d'Aston représentée, EN ANNEXE À RENDRE AGRAFÉE À LA COPIE, le point correspondant à la position du noyau de "fer 56". 4.3. En s'aidant de la courbe précédente, dire où se situent les noyaux capables de libérer de l'énergie lors d'une réaction de fusion. 5. L'élément fer

Dans certaines étoiles, à la fin de la période des fusions, une explosion se produit libérant de

l'énergie. Des noyaux de fer 56 26

Fe sont dissociés et d'autres sont recréés par désintégration

radioactive des noyaux de cobalt 56 27

Co . Les noyaux de fer, formés dans un état excité, émettent

alors des rayonnements d'énergie bien déterminée, tels que le satellite SMM a pu en détecter en 1987 en observant une supernova dans le nuage de Magellan.

5.1. Lors de la désintégration radioactive du noyau de cobalt 56 27

Co il se forme, en plus du fer 56 26

Fe ,

une autre particule. Écrire l'équation de cette désintégration et nommer la particule formée.

5.2. L'un des rayonnements détectés a une énergie de 1238 keV.

5.2.1. Quelle est l'origine de ce rayonnement émis par le fer ? 5.2.2. Ce rayonnement a une énergie bien déterminée. Que peut-on en déduire concernant les niveaux d'énergie du noyau de fer ?

5.2.3. Ce rayonnement est-il un rayonnement X ou  ?Justifier. On pourra s'aider de la gamme de longueur d'onde donnée sur la figure 1.

Aide au calcul :

6,63 1,8

3,00 1,238 

6,63 1,238 2,7

3,00

 

3,00 6,63 16

1,238

 

Figure 1: Gamme de longueurs d'onde

Remarque: L'énergie libérée lors de l'explosion de l'étoile permet de former les éléments de nombre de masse supérieure à 56.

ANNEXE À RENDRE AGRAFÉE À LA COPIE 4. Vers des éléments plus lourds

Courbe d'Aston :

ra y o n s X

ra y o n s 

u ltra

-v io

le t

v is

ib le

in fra

ro u g e

m ic

ro -o

n d e s

o n d e s ra

d io

10 -11 10 -8 10 -7 10 -5 10 - 3 10 -1 10 longueur

d'onde  en m

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