• Comportement du chien et
    du chat
  • Celui qui connait vraiment les animaux est par là même capable de comprendre pleinement le caractère unique de l'homme
    • Konrad Lorenz
  • Biologie, neurosciences et
    sciences en général
  •  Le but des sciences n'est pas d'ouvrir une porte à la sagesse infinie,
    mais de poser une limite à l'erreur infinie
    • La vie de Galilée de Bertold Brecht

Rayonnements et interactions avec la matière
Interactions des particules avec la matière

Sommaire
  1. Mécanique quantique
  2. Modèle standard des particules
    1. Vue d'ensemble
      1. Statistique de Fermi-Dirac
      2. Principe d'exclusion de Pauli
      3. Statistique de Bose-Einstein
      4. Antiparticules
        1. Annihilation particules/antiparticules
        2. Asymétrie baryonique de l'univers
          1. Vue d'ensemble
          2. Baryogenèse
    2. Atome
      1. Noyau
        1. Nucléons
          1. Neutron
          2. Proton
          3. Nombre de nucléons et tableau périodique
          4. Forces intervenant dans le noyau
        2. Structure nucléaire
          1. Modèle de la goutte liquide
            1. Vue d'ensemble
            2. Nombres magiques et vallée de la stabilité
          2. Modèle en couches
          3. Modèle du champ moyen
      2. Électrons
        1. Propriétés des électrons
        2. Orbitales et spin-orbitales
        3. Ionisation et ions
    3. Fermions
      1. Vue d'ensemble
      2. Quarks
        1. Vue d'ensemble
        2. Propriétés des quarks
        3. Saveurs des quarks
      3. Hadrons
        1. Baryons
          1. Vue d'ensemble
          2. Nombre baryonique
          3. Classification des baryons
            1. Baryons stables : nucléons
            2. Baryons instables
              1. Baryons Delta
              2. Baryons Lambda
              3. Baryons Sigma
              4. Baryons Xi
              5. Baryons Oméga
        2. Mésons
          1. Vue d'ensemble des mésons
          2. Propriétés des mésons
          3. Classification et liste des mésons
            1. Kaons
            2. Pions
      4. Leptons
        1. Vue d'ensemble
        2. Nombres leptoniques
        3. Propriétés des leptons
    4. Bosons
      1. Vue d'ensemble
      2. Gluons : bosons de jauge de l'interaction forte
        1. Propriétés des gluons
        2. Échanges de gluons
        3. Autres formes de gluons
      3. Photons : bosons de jauge de l'interaction électromagnétique
        1. Propriétés des photons
        2. Émission et absorpton de photons
        3. Particules et vitesse de la lumière
      4. Bosons W± et Z0 : bosons de jauge de l'interaction faible
      5. Boson de Higgs
        1. Mécanisme de Higgs
        2. Propriétés du boson de Higgs
    5. Réactions nucléaires
      1. Fusion
      2. Fission
      3. Radioactivité
      4. Photodesintegration
      5. Spallation
      6. Multifragmentation
    6. Rayonnements et interactions avec la matière
      1. Diffusion (ou choc)
      2. Rayonnements ionisants
      3. Interactions des rayonnements avec la matière
        1. interactions de photons avec la matière
        2. interactions des particules massives
  3. Interactions ou forces fondamentales
    1. Vue d'ensemble
      1. Interaction nucléaire forte
      2. Interaction électromagnétique
      3. Interaction faible
      4. Gravitation
    2. Comment expliquer que les soient portées par des particules ?
      1. Que se passe-il en mécanique quantique ?
      2. Paramètres libres
        1. Constantes de couplages
        2. Autres paramètres libres
    3. Chromodynamique quantique (QCD)
      1. Charges de couleur
        1. Couleurs des quarks
        2. Couleurs des gluons
        3. Changements de couleurs
      2. Isospin (fort ou spin isobarique)
    4. Électrodynamique quantique (QED)
      1. Vue d'ensemble
      2. Diagramme de Feynmann
    5. Interaction faible
      1. Propriétés de l'interaction faible
      2. Isospin faible
    6. Interaction électrofaible
    7. Gravitation
  4. Modèle de l'univers : Big Bang

Bibliographie

Les particules (alpha, beta, proton, neutron, ions) interagissent avec la matière, qu'elles soient chargées ou non.

Les collisions (cf. diffusion) peuvent être élastiques ou non élastiques.

1. Dans les collisions élastiques, l'énergie cinétique est conservée.
  
2. Dans les collisions inélastiques,

  • Modes de désintégrations
    Modes de désintégrations
    (Figure : vetopsy.fr)
    les masses avant et après la collision sont identiques,
  • l'énergie cinétique totale n'est pas conservée et une partie provoque l'excitation du noyau qui doit se relaxer en général par la désintégration alpha, beta ou gamma avec un recul du noyau.

Rayonnement ou radioactivité alpha (α)

La radioactivité ou rayonnement alpha est le rayonnement provoqué par la désintégration alpha :

La masse importante de la particule $\alpha$ réduit sa vitesse, i.e. son énergie cinétique associée qui constitue l'essentiel de l'énergie de cette radioactivité.

  • L'énergie de cette radioactivité est < à 10 MeV (5,4 MeV en général : vitesse de 15300 km/s, 5% de la vitesse de la lumière). La vitesse du recul du noyau père (A > 210) ne le fait reculer que de l'ordre de 280 km/s.
  • Leur pénétration est faible (quelques centimètres dans l'air).

Ces particules alpha interviennent dans :

Rayonnement ou radioactivité alpha
Rayonnement ou radioactivité alpha
(Figure : vetopsy.fr)

1. la radioactivité alpha d'éléments lourds comme ceux avec 210 nucléons ou plus (uranium ou radium par exemple).

Ce mode de désintégration est possible car elle fait intervenir :

Cette énergie de désintégration est inférieure à la barrière de potentiel de l'interaction nucléaire et il faut environ 25 MeV pour l'échappement.

  • Effet tunnel
    Effet tunnel
    (Figure : vetopsy.fr)
    Ce processus est possible par le mécanisme du l'effet tunnel développé de manière indépendante par George Gamow (1904-1968) et Ronald Wilfred Gurney (1898-1953) et Edward Condon (1902-1974) en 1928 (cameradeux bonnes explications en video : 1 et 2)
  • La particule alpha peut être considérée comme indépendante dans un noyau et en mouvement constant, mais maintenue par les forces nucléaires.

La probabilité d'échappement dans les éléments est faible et leur demi-vie est souvent longue (loupemécanisme) : le thorium-232 et l'uranium-238 se désintègrent en milliards d'années et le radium-226 en 1600 ans.

La loi empirique de Geiger-Nuttall permet de relier la demi-vie d'un radio-isotope à l'énergie de ses particules alpha.

Contrairement à la radioactivité beta, l'émission d'une particule $\alpha$ n'est généralement pas accompagnée d'un rayon gamma de desexcitation.

2. dans la nucléosynthèse stellaire (cf. chapitre spécial), par exemple dans la fusion du carbone et des fusions postérieures.

3. dans les rayons cosmiques : environ 12 % des rayons cosmiques galactiques d'énergie supérieure à quelques GeV sont constitués de particules alpha.

Rayonnements ou radioactivité bêta (β)

La radioactivité bêta (β) est connue depuis 1896 grâce à Henri Becquerel produit des particules bêta est connue sous deux formes.

Rayonnements bêta- (β-)

Rayonnement bêta-
Radioactivité β-
(Figure : vetopsy.fr)

Vue d'ensemble

La désintégration bêta- (β-) produit une électron (particule β-) et un antineutrino électronique ($\overline\nu_e$).

$^A_ZX\;\rightarrow\;^{\quad A}_{Z+1}Y\;+\;e^-+\bar\nu_e$

1. En plus de l'émission d'un électron, un neutron se transforme en proton : ce processus intervient dans des atomes à excès de neutrons et produit des isotopes stables (cf. vallée de la stabilité).

2. Comme l'énergie est partagée entre les trois particules, le spectre électronique est continu.

La masse du noyau père est plus grande que celle du noyau fils : c'est le cas de l'exemple ci-contre.

Dans les étoiles

Dans les étoiles massives, lorsque la nucléosynthèse arrive au stade de production du nickel par fusion du silicium, $^{56}_{28}Ni$ est instable et se désintègre par radioactivité beta+ (β+) :

  • $^{56}_{28}Ni\rightarrow\;^{56}_{27}Co\;+n\;+\;e^+\;+\;\nu_e\\\rightarrow\;^{56}_{26}Fe\;+n\;+\;e^+\;+\;\nu_e$
  • Ces réactions sont trop lentes pour empêcher l'effondrement du coeur de l'étoile.

Aparté sur la capture électronique : désintégration epsilon ou bêta inversée

Les électrons émis peuvent être capturés par un proton pour créer un neutron (loupecapture électronique)

$^A_ZX\;+^{\;\;0}_{-1}e^-\rightarrow\;^{\quad A}_{Z-1}Y\;+\;^0_0\nu_e$

1. Cet électron peut appartenir à une couche électronique de l'atome (capture électronique orbitale).

Effet Photoélectrique
Effet Photoélectrique
(Figure : vetopsy.fr)

2. Cet électron peut être libre comme dans le cas des coeurs d'étoiles dégénérées, en particulier les étoiles à neutrons, i.e. la radioactivité bêta- (β-) ne peut survenir (cf. pression de dégénérescence).

  • Les électrons libres sont encore capturés et de nombreux neutrons ne peuvent plus se décomposer.
  • Le flux neutronique est de l'ordre de 1022 neutrons/cm2s et la capture des neutrons est rapide (d'où le terme rapide pour ce processus de capture).

Ce processus nucléaire est suivi de plusieurs émissions de photons.

Ce processus intervient dans des atomes à excès de protons comme dans la désintégration beta+ (β+) avec laquelle elle entre en compétition.

Rayonnement bêta+
Radioactivité β+
(Figure : vetopsy.fr)

D’un point de vue énergétique, cette dernière ne peut avoir lieu que si la masse du noyau père est supérieure d’au moins 1,022 MeV/c² à la masse du noyau fils (loupecalculs).

Ce mécanisme intervient dans l'effondrement du coeur des étoiles massives.

Rayonnements bêta+ (β+)

Vue d'ensemble

La désintégration beta+ (β+) produit un positron (particule beta+ (β+)) et un neutrino électronique $\nu_e$.

$^{A}_{Z}X\;\rightarrow\;^{\quad A}_{Z-1}Y\;+\;e^++\nu_e$

1. En plus de l'émission d'un positron, un proton se transforme en neutron : ce processus intervient dans des atomes à excès de protons et produit des isotopes stables (cf. vallée de la stabilité).

  • $p\;\rightarrow\;n\;+\;e^++\nu_e$.
  • Cycle CNO-I dans la nucléosynthèse stellaire
    Cycle CNO-I
    (Figure : vetopsy.fr d'après Borb)
    La désintégration du proton implique la transformation d'un quark u en un quark d, en faisant intervenir un boson $W+$ : $p\;\rightarrow\;u+W^+\rightarrow\;e^++\nu_e$.

2. Comme l'énergie est partagée entre les trois particules, le spectre électronique est continu.

La masse du noyau père est plus grande que celle du noyau fils à laquelle elle ajoutée 2 masses électroniques : cette désintégration est en compétition avec la capture électronique (loupecalculs).

On peut prendre comme exemple : $^{18}_{\,\,9}F\rightarrow\,^{18}_{\,\,8}O+\;e^++\nu_e$.

Dans les étoiles

La radioactivité beta+ (β+) est retrouvée dans la nucléosynthèse stellaire.

Lors de la fusion de l'hydrogène, le cycle CNO a recours plusieurs fois à cette désintégration, que ce soit :

  • pour le cycle CNO-I (cf.figure)
  • pour le cycle CNO-II : $^{16}_{\,\,8}O\rightarrow\,^{17}_{\,\,9}F$

Dans la nucléosynthèse stellaire, cette transformation de proton en neutron est rapide et survient avant qu'un autre neutron puisse être capturé (d'où le terme lent pour ce processus de capture).

Émission de protons

Cette émission de protons regroupe deux phénomènes différents :

  • l’éjection d’un proton du noyau depuis un état d’énergie très excité, qui peut se produire pour n’importe quel noyau ;
  • Fusion nucléaire
    Fusion nucléaire
    (Figure : vetopsy.fr)
    un mode de décroissance radioactive, qui ne concerne que les nucléides très déficients en neutrons, et à un nombre impair de protons, autrement dit proches de la limite de stabilité proton.

Remarque : les rayonnements directement ionisants peuvent aussi être composés d'ions plus complexes comme celle du carbone-12 qui est utilisé dans la radiothérapie (hadronothérapie). s

Émission de neutrons

L'émission de neutrons est une réaction radioactive par laquelle un isotope instable perd spontanément un neutron.

Par exemple : $^4_2He\rightarrow\;^3_2He$

Le rayonnement neutronique est plus pénétrant que les rayonnements alpha ou beta, et dans certains cas plus pénétrants que le rayonnement gamma qui sont ralentis dans les atomes de Z élevé.

Ce rayonnement neutronique est un rayonnement ionisant qui résulte :

La rayonnement neutronique est retrouvée dans la nucléosynthèse stellaire.

Interactions fondamentales

Bibliographie
  • Pas de bibliographie disponible