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.
Réaction nucléaireUne réaction nucléaire est le processus au cours duquel un ou plusieurs noyaux atomiques sont transformés pour donner des noyaux de masse et/ou de charge différentes. Elle se distingue d'une réaction chimique, qui ne concerne que les électrons ou les liaisons entre les atomes. La réaction chimique conserve les éléments chimiques, alors que la réaction nucléaire transforme un nucléide en un autre.
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.
Hélium 4L’hélium 4, noté He, est l'isotope de l'hélium dont le nombre de masse est égal à 4 : son noyau atomique compte deux protons et deux neutrons pour une masse atomique de et un spin 0+. Il est caractérisé par un excès de masse de et une énergie de liaison nucléaire par nucléon de . Son rayon de charge a pu être estimé expérimentalement à . En physique nucléaire, le noyau d' est souvent appelé particule α. Sur Terre, l'hélium 4 provient de la radioactivité α des éléments lourds présents dans la planète depuis sa formation.
Rayon gammavignette|Des rayons gamma sont produits par des processus nucléaires énergétiques au cœur des noyaux atomiques. Un rayon gamma (ou rayon γ) est un rayonnement électromagnétique à haute fréquence émis lors de la désexcitation d'un noyau atomique résultant d'une désintégration. Les photons émis sont caractérisés par des énergies allant de quelques keV à plusieurs centaines de GeV voire jusqu'à pour le plus énergétique jamais observé. Les rayons gamma furent découverts en 1900 par Paul Villard, chimiste français.
Géante rougevignette|Comparaison de la taille de la géante rouge Aldébaran et de celle du Soleil. Une étoile géante rouge ou géante rouge est une étoile lumineuse de masse faible ou intermédiaire qui se transforme en étoile géante lors du stade tardif de son évolution stellaire. L'étoile devient ainsi plus grande, ce qui entraîne une diminution de sa température de surface et, conséquemment, entraîne un rougissement de celle-ci. Les géantes rouges comprennent les types spectraux K et M, mais aussi les étoiles de type S et la plupart des étoiles carbonées.
Processus rLe processus r 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 r signifie qu'il s'agit d'une capture neutronique rapide, sous un flux neutronique très élevé, qui permet de produire, généralement à partir des éléments du pic du fer, des noyaux atomiques plus massifs en aggégeant des nucléons à partir des neutrons incidents avant que ces noyaux n'aient le temps de se désintégrer, le plus souvent par radioactivité β.
Branche asymptotique des géantesvignette|upright=1.5|L'évolution des étoiles de différentes masses est représentée dans le diagramme de Hertzsprung-Russell. La branche asymptotique des géantes est ici désignée par AGB sur la courbe verte traçant l'évolution d'une étoile de . La branche asymptotique des géantes (en anglais, asymptotic giant branch ou AGB) est une région du diagramme de Hertzsprung-Russell occupée par des étoiles de masse faible à moyenne (de 0,6 à 10 masses solaires). Toutes les étoiles de ce type passent par cette période vers la fin de leur vie.
Particule αLes particules alpha (ou rayons alpha) sont une forme de rayonnement émis, principalement, par des noyaux instables de grande masse atomique. Elles sont constituées de deux protons et deux neutrons combinés en une particule identique au noyau d' (hélion) ; elles peuvent donc s'écrire 4He2+. La masse d'une particule alpha est de , ce qui équivaut à une énergie de masse de . Radioactivité α Les particules alpha sont émises par des noyaux radioactifs, comme l'uranium ou le radium, par l'intermédiaire du processus de désintégration alpha.
Flash de l'héliumLe flash de l'hélium est un phénomène extrêmement puissant et bref survenant typiquement au sein d'étoiles de masse comprise entre 0,5 et parvenues au sommet de la branche des géantes rouges dans le diagramme de Hertzsprung-Russell et dont le cœur, constitué d'hélium à l'état dégénéré, atteint la température critique d'environ cent millions de degrés () permettant l'amorçage de la fusion de l'hélium en par réaction triple alpha.
Matière dégénéréeOn dit de la matière qu'elle est dégénérée lorsque sa densité est suffisamment élevée pour que le principe d'exclusion de Pauli intervienne à l'échelle macroscopique, ce qui a pour conséquence de modifier la relation qui lie normalement la pression et le volume d'un gaz avec sa température. À partir d'une certaine pression (ou d'une certaine densité), la matière est déstructurée et se comporte comme un gaz. Elle subit alors une force, exercée par ses électrons, qui s'oppose à sa contraction et empêche sa densité d'augmenter, la pression de dégénérescence.
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.
Cycle carbone-azote-oxygèneLe cycle carbone-azote-oxygène (ou, avec les symboles chimiques, cycle CNO), parfois appelé cycle de Bethe, ou cycle de Bethe-Weizsäcker, est l'une des deux réactions de fusion nucléaire par lesquelles les étoiles convertissent de l'hydrogène en hélium ; l'autre réaction est la chaîne proton-proton. Alors que la chaine proton-proton est le principal type de fusion dans les étoiles de masse inférieure ou égale à celle du Soleil, les modèles théoriques montrent que le cycle carbone-azote-oxygène est la source principale d'énergie dans les étoiles de masse plus élevée.
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.
NucléideLe nucléide désigne, pour les atomes, leur noyau atomique caractérisé par leur nombre de protons et de neutrons ainsi que par leur état d'énergie nucléaire ; à un nucléide correspond l'ensemble des atomes ayant des noyaux identiques. Le nucléide se différencie de l'isotope, qui n'est identifié que par son nombre de protons et de neutrons ; il peut exister plusieurs nucléides pour un même isotope. Le mot « nucléide », forgé à partir du latin , a été proposé en anglais (nuclide) par Truman P. Kohman en 1947.
Ajustement fin de l'UniversEn physique, la notion dajustement fin' (fine tuning) désigne la situation où un certain nombre de paramètres doivent avoir une valeur très précise pour pouvoir rendre compte de tel ou tel phénomène observé. En cosmologie, ces considérations sont à la base du principe anthropique : il semble qu'une variation, même faible, de certaines constantes fondamentales n'aurait pas permis à la vie d'apparaître dans l'Univers.
Carbone 12Le carbone 12, noté C, est l'isotope du carbone dont le nombre de masse est égal à 12 : son noyau atomique compte , avec un spin 0+ pour une masse atomique égale à . Il est caractérisé par un excès de masse valant et une énergie de liaison nucléaire par nucléon de . Il constitue plus de 98,9 % du carbone du milieu naturel, le complément étant constitué de . Comme tous les isotopes du carbone, l'atome neutre possède 6 électrons.
Chaîne proton-protonLa chaîne proton-proton, aussi connue sous le nom de « chaîne PP », est l'une des deux chaînes de réactions de fusion nucléaire par lesquelles les étoiles produisent de l'énergie, l'autre réaction étant le cycle carbone-azote-oxygène. Elle est prédominante dans les étoiles de masse relativement faible, comme celle du Soleil ou moindre. Fichier:Wpdms physics proton proton chain 1.svg|Fusion de deux protons pour former un noyau de deutérium et émettre un positron et un neutrino. Fichier:Wpdms physics proton proton chain 2.
Masse atomiqueLa masse atomique relative (ou poids atomique) est la masse d'un atome en particulier ou d'un élément chimique en général (auquel cas on envisage un mélange isotopique) exprimée en tant que multiple d'une masse élémentaire de référence qui se veut proche de celle d'un nucléon unique. En effet, la masse d'un atome est proportionnelle en première approximation au nombre de ses nucléons (protons et neutrons ensemble), dit nombre de masse.
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.
