Isotopethumb|upright=1.2|Quelques isotopes de l'oxygène, de l'azote et du carbone. On appelle isotopes (d'un certain élément chimique) les nucléides partageant le même nombre de protons (caractéristique de cet élément), mais ayant un nombre de neutrons différent. Autrement dit, si l'on considère deux nucléides dont les nombres de protons sont Z et Z, et les nombres de neutrons N et N, ces nucléides sont dits isotopes si Z = Z et N ≠ N.
Fusion du siliciumEn astrophysique, la fusion du silicium (parfois appelée improprement combustion du silicium) est une phase de fusion nucléaire de quelques semaines (typiquement une à trois semaines) de la fin de vie d'une étoile d'au moins 8 masses solaires. Cette phase commence lorsque ces étoiles ont épuisé tous les combustibles de la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell (hydrogène, hélium, carbone, néon, oxygène, magnésium...), ce qui contracte leur cœur jusqu'à le porter à une température de 2,7 à 3,5 GK — la température dépendant de la masse de l'étoile.
FermiumLe fermium est l'élément chimique de numéro atomique 100, de symbole Fm. Il est nommé en l'honneur du physicien italien Enrico Fermi. C'est un élément métallique transuranien hautement radioactif qui fait partie des actinides. Il est produit lors du bombardement de plutonium avec des neutrons. Seule une petite quantité de cet élément a été synthétisée. De ce fait, on ne sait encore que peu de choses de ses propriétés chimiques. Isotopes du fermium À ce jour, on a découvert vingt isotopes.
Réaction triple alphavignette|Vue schématique d'une réaction triple alpha. En astrophysique, la réaction triple alpha désigne un ensemble de réactions de fusion nucléaire convertissant trois particules α (noyaux d') en noyau de carbone. Les étoiles âgées accumulent de l'hélium en leur cœur comme produit de la chaîne proton-proton. Alors que cet hélium s'accumule, il tend à fusionner avec d'autres noyaux d'hydrogène (protons) ou d'hélium (particules α) pour produire des nucléides très instables qui se désintègrent instantanément en noyaux plus petits.
PlutoniumLe plutonium est l'élément chimique de symbole Pu et de numéro atomique 94. C'est un métal radioactif transuranien de la famille des actinides. Il se présente sous la forme d'un solide cristallisé dont les surfaces fraîches sont gris argenté mais se couvrent en quelques minutes, en présence d'humidité, d'une couche terne de couleur grise, tirant parfois sur le vert olive, constituée d'oxydes et d'hydrures ; l'accroissement de volume qui en résulte peut atteindre 70 % d'un bloc de plutonium pur, et la substance ainsi formée tend à se désagréger en une poudre pyrophorique.
NucléosynthèseLa nucléosynthèse est la synthèse de noyaux atomiques par différentes réactions nucléaires (capture de neutrons ou de protons, fusion nucléaire, fission nucléaire, spallation), éventuellement suivies de désintégrations radioactives ou de fission spontanée. vignette|500x500px|Tableau périodique indiquant l'origine cosmogénique de chaque élément dans le Système solaire. Légende :En bleu : élément produit lors de la nucléosynthèse primordiale.En vert : élément produit par les étoiles de faibles masses en fin de vie.
Capture neutroniqueEn physique nucléaire, la capture neutronique est le processus par lequel un noyau capture un neutron sans se désintégrer (et émet un rayonnement gamma pour évacuer l'énergie en excès). Ils fusionnent pour former un noyau plus lourd. Comme les neutrons n'ont pas de charge électrique, ils peuvent entrer dans un noyau plus facilement que les particules chargées positivement, qui sont repoussées électrostatiquement. La capture de neutrons joue un rôle important dans la nucléosynthèse cosmique des éléments lourds.
Nucléosynthèse stellaireLa nucléosynthèse stellaire est le terme utilisé en astrophysique pour désigner l'ensemble des réactions nucléaires qui se produisent à l'intérieur des étoiles (fusion nucléaire et processus s) ou pendant leur destruction explosive (processus r, p, rp) et dont le résultat est la synthèse de la plupart des noyaux atomiques. La position d'une étoile sur le diagramme de Hertzsprung-Russell détermine en grande partie les éléments qu'elle synthétise. L'origine des éléments a posé un problème difficile aux scientifiques pendant longtemps.
Processus sLe processus s est un ensemble de processus astrophysiques conduisant à la nucléosynthèse stellaire d'environ la moitié des éléments chimiques de numéro atomique supérieur à celui du fer, l'autre moitié étant produite par le et le . La lettre s signifie qu'il s'agit d'une capture neutronique lente (slow en anglais). Le se déroule typiquement dans les étoiles de la branche asymptotique des géantes en impliquant des températures et des flux de neutrons considérablement moindres que ceux nécessaires au , lequel se déroule lors des fusions d'étoiles à neutrons et dans les supernovae à effondrement de cœur.
Fusion nucléairevignette|Le Soleil est une étoile de la séquence principale, dont l'énergie provient de la fusion nucléaire de noyaux d'hydrogène en hélium. En son cœur, le Soleil fusionne de tonnes d'hydrogène chaque seconde. La fusion nucléaire (ou thermonucléaire) est une réaction nucléaire dans laquelle deux noyaux atomiques s’assemblent pour former un noyau plus lourd. Cette réaction est à l’œuvre de manière naturelle dans le Soleil et la plupart des étoiles de l'Univers, dans lesquelles sont créés tous les éléments chimiques autres que l'hydrogène et la majeure partie de l'hélium.
Physique nucléairevignette|Diagramme N-Z qui représente les isotopes pour chaque atome en physique nucléaire. La physique nucléaire est la science qui a pour objet l'étude du noyau atomique et des interactions dont il est le siège, c'est-à-dire l'étude du noyau atomique en tant que tel (par l'élaboration d'un modèle théorique décrivant son état fondamental, ses différents modes d'excitation et de désexcitation), mais aussi de la façon dont il interagit avec des particules élémentaires comme le proton ou les électrons, ou avec d'autres noyaux.
Liaison nucléaireLa liaison nucléaire est le phénomène qui assure la cohésion d'un noyau atomique. Le noyau atomique est composé de protons de charge électrique positive, et de neutrons de charge électrique nulle. La répulsion coulombienne tend à séparer les protons. C'est la force nucléaire qui permet d'assurer la stabilité du noyau. L'énergie de liaison E d'un noyau atomique est l'énergie qu'il faut fournir au noyau pour le dissocier en ses nucléons, qui s'attirent du fait de la force nucléaire, force qui correspond à l’interaction forte résiduelle.
Nombre magique (physique)En physique nucléaire, un nombre magique est un nombre de protons ou de neutrons pour lequel un noyau atomique est particulièrement stable ; dans le modèle en couches décrivant la structure nucléaire, cela correspond à un arrangement en couches complètes. Les sept nombres magiques vérifiés expérimentalement sont : 2, 8, 20, 28, 50, 82, 126 (). Une approche théorique montre que 184 pourrait être le magique.
UraniumL’uranium est l'élément chimique de numéro atomique 92, de symbole U. Il fait partie de la famille des actinides. L'uranium est le naturel le plus abondant dans la croûte terrestre, son abondance est supérieure à celle de l'argent, comparable à celle du molybdène ou de l'arsenic, mais quatre fois inférieure à celle du thorium. Il se trouve partout à l'état de traces, y compris dans l'eau de mer. C'est un métal lourd radioactif (émetteur alpha) de période très longue ( d'années pour l' et pour l').
Modèle en couchesEn physique nucléaire, le modèle en couches est un modèle du noyau atomique fondé sur le principe d'exclusion de Pauli pour décrire la structure nucléaire sous l'angle des niveaux d'énergie. Ce modèle a été développé en 1949 à la suite des travaux indépendants de plusieurs physiciens, notamment Eugene Paul Wigner, Maria Goeppert Mayer et J. Hans D. Jensen.
Élément chimiquevignette| redresse=1.6| Échantillons des corps simples, classés selon le tableau périodique. Ceux qui manquent dans le tableau sont trop radioactifs pour être présentés en toute sécurité. Un élément chimique est la classe des atomes dont le noyau compte un même nombre de protons. Ce nombre, noté Z, est le numéro atomique de l'élément, qui détermine la configuration électronique des atomes correspondants, et donc leurs propriétés physicochimiques. Ces atomes peuvent en revanche compter un nombre variable de neutrons dans leur noyau, ce qu'on appelle des isotopes.
Îlot de stabilitéL’îlot de stabilité est un ensemble hypothétique de nucléides transuraniens qui présenteraient une période radioactive très supérieure à celle des isotopes voisins. Ce concept est issu du modèle en couches du noyau atomique, dans lequel les nucléons sont vus comme des objets quantiques qui se répartissent dans le noyau en niveaux d'énergie de façon similaire aux électrons dans les atomes : lorsqu'un niveau d'énergie est saturé de nucléons, cela confère une stabilité particulière au noyau.
Flux neutroniqueUn flux neutronique désigne une densité volumique de neutrons ayant la même vitesse, multipliée par cette vitesse : Φ = n • v . Il caractérise l'interactivité de la population des neutrons en déplacement avec les atomes du milieu. Une population de densité n / 2 se déplaçant à la vitesse v aura la même interactivité avec les atomes du milieu qu'une population de densité n allant à la vitesse v / 2. Il se mesure en . L'unité pratique est le neutron par centimètre carré et par seconde, .
Bombe Hvignette|Explosion de Ivy Mike, la première bombe H testée, le . La bombe H (aussi appelée bombe à hydrogène, bombe à fusion ou bombe thermonucléaire) est une bombe nucléaire dont l'énergie principale provient de la fusion de noyaux légers. Plus puissante et plus complexe qu'une bombe à fission nucléaire, dite « bombe A », une bombe H est divisée en deux étages : le fonctionnement du premier étage est celui d'une bombe atomique à fission « classique » au plutonium ; le deuxième étage est constitué des combustibles de fusion, les isotopes de l'hydrogène que sont le deutérium et le tritium ; c'est son fonctionnement qui constitue l'explosion thermonucléaire proprement dite.
Abondance des éléments chimiquesredresse=2|vignette|Courbe d'abondance relative des éléments chimiques dans l'Univers. On observe la forme globale en dents de scie, l'abondance prépondérante de H et He, l'abondance extrêmement faible de Li, Be et B par rapport à celle des éléments voisins C, N et O, le pic du fer, et l'abondance élevée de Pb. vignette|redresse=1.7|Au cœur d'une étoile massive, s'élaborent des atomes de plus en plus lourds. Cette étoile développe une structure en « pelures d'oignon », dans laquelle chaque couche est composée des « cendres » de la réaction nucléaire précédente.
