ACTIVITÉ DE GROUPE


3
L’origine des éléments chimiques




Ce que j’ai déjà vu

  • La composition du noyau d’un atome
  • L’écriture symbolique d’une réaction nucléaire
  • Lire une équation de réaction nucléaire

Groupe 3
Abondance des éléments chimiques dans l'Univers

Vocabulaire

Univers : ensemble de toute la matière, tout ce qui existe.

Croûte terrestre : enveloppe solide et superficielle de la Terre, qui a une épaisseur variant de 6 km (croûte océanique) à 35 km (croûte continentale).


Doc. 10
Abondance massique des éléments dans la croûte terrestre

Élément Pourcentage massique
Oxygène (O)
46 %
Silicium (Si)
28 %
Aluminium (Al)
8 %
Fer (Fe)
6 %
Calcium (Ca)
4 %
Autres
8 %

Doc. 9
Abondance massique des éléments dans le monde du vivant

Abondance massique des éléments dans le monde du vivant

Questions

1. Déterminez les valeurs de l’abondance relative des éléments plus abondants que le silicium dans l’Univers, selon la taille de leurs noyaux ?


2. Doc. 10, 11 Réalisez des diagrammes circulaires de l’abondance des éléments dans la croûte terrestre et sur le sol lunaire.
Couleurs
Formes
Dessinez ici


3.
ORAL
Comparez l’abondance des éléments chimiques dans les différents domaines.
Enregistreur audio

Ressource complémentaire

Cliquez ici pour visionner une vidéo qui présente l’élément le plus abondant de l’Univers, l’hydrogène.


Doc. 8
Les éléments chimiques dans l’Univers

Les éléments chimiques dans l’Univers
Il existe 118 éléments chimiques mais leurs abondances relatives sont très différentes. Sur le graphique, n représente le nombre de noyaux de l’élément dont le numéro atomique est ZZ, en les comparant à une population de 106 noyaux de silicium (Si).

Doc. 11
Abondance massique des éléments chimiques sur le sol lunaire

Abondance massique des éléments chimiques sur le sol lunaire

Groupe 2
Les réactions nucléaires


Doc. 5
La radioactivité naturelle

Certains noyaux sont instables : on dit qu’ils sont radioactifs. La radioactivité est un phénomène naturel, qui se traduit par la « transmutation » d’un élément chimique instable, le « noyau père », en un autre, le « noyau fils » de façon inéluctable, aléatoire, spontanée et indépendante des conditions extérieures. Il existe plusieurs types de désintégration.

La désintégration α\alpha concerne les noyaux « trop gros », qui contiennent trop de neutrons et de protons pour que les interactions qui maintiennent la cohésion du noyau soient suffisantes. Ils se désintègrent en libérant une particule α\alpha (un noyau d’hélium 4).

La désintégration β\beta^{-} concerne les noyaux qui contiennent trop de neutrons. Un neutron va donc transmuter (se transformer) en un proton, en libérant un électron.

La désintégration β+\beta^{+} concerne les noyaux qui contiennent trop de protons. Un proton va donc transmuter en un neutron, en libérant un positon (ou positron), antiparticule de l’électron.

Questions

1. Identifiez les particules émises lors des trois formes de désintégration présentées.


2. Donnez les caractéristiques des réactions de fusion et de fission.


3.
ORAL
Expliquez la différence entre désintégration naturelle et réaction provoquée.


4.
ORAL
Expliquez pourquoi le phosphore 30 est un élément qui n’existe pas dans la nature.
Enregistreur audio

Doc. 6
La radioactivité naturelle

Il existe deux types de réactions nucléaires « provoquées » : la fusion et la fission.
La fusion est la réaction qui se produit entre deux noyaux de petite taille, et qui permet de former un noyau plus gros. Par exemple, un noyau de deutérium (hydrogène 2) et un noyau de tritium (hydrogène 3) fusionnent pour former un noyau d’hélium 4 en éjectant un neutron :

12H+13H24He+01n_{1}^{2} \mathrm{H}+_{1}^{3} \mathrm{H} \rightarrow_{2}^{4} \mathrm{He}+_{0}^{1} \mathrm{n}

La fission est la réaction qui se produit lorsqu’une particule (neutron, proton) entre en collision avec un gros noyau. Celui-ci se casse en deux noyaux plus petits, en éjectant une ou plusieurs petites particules (neutron, proton). Par exemple, dans le cycle « CNO » qui se produit dans les étoiles, le noyau d’azote 15 bombardé par un proton se casse en un noyau d’hélium 4 et de carbone 12 :

715N+11H612C+24He_{7}^{15} \mathrm{N}+ _{1}^{1}\mathrm{H} \rightarrow_{6}^{12} \mathrm{C}+_{2}^{4} \mathrm{He}

La fusion et la fission sont des réactions qui sont « provoquées », mais qui peuvent se produire dans les étoiles de façon « naturelle ». Elles ont besoin d’énergie pour se produire.

Ressource complémentaire

Cliquez ici pour visionner une vidéo permettant de mieux comprendre ce qu’est la vallée de la stabilité.


Doc. 7
La radioactivité artificielle

On peut créer artificiellement des éléments chimiques. Irène Joliot-Curie (ci-contre) et Frédéric Joliot ont été les premiers, en 1934, à réaliser la synthèse d’un isotope instable, le phosphore 30, à partir de l’aluminium 27 en le bombardant avec des noyaux d’hélium 4 (particule alpha). Le phosphore 30 ainsi formé a une demi-vie de 3 min 15 s et subit une désintégration β\beta^{-}.

La radioactivité artificielle, Irène Joliot-Curie

Il existe près d’une centaine d’éléments chimiques dans l’Univers. Pourtant, dans une étoile, on trouve principalement de l’hydrogène et de l’hélium. Les éléments chimiques sont formés dans les étoiles au cours d’un ensemble de processus appelé « nucléosynthèse ».

➜ Comment les éléments chimiques se sont-ils formés ?

Groupe 1
Le Soleil, siège de réactions de fusion


Doc. 1
Nucléosynthèse primordiale

Quelques secondes après le Big Bang, les particules élémentaires fusionnent pour former les premiers noyaux d'atomes d’hydrogène, d’hélium et de lithium.
Ces noyaux fusionnent ensuite pour former les deux isotopes de l’hydrogène (deutérium et tritium), l’hélium 3 et 4, le lithium 6 et 7, ainsi que le béryllium 7.
Environ 300 secondes après le Big Bang, la température et la densité deviennent trop faibles pour que les réactions de fusion continuent.

Questions

1. Décrivez les principales étapes de la vie d’une étoile.


2. Écrivez les équations du cycle CNO.


Ressource complémentaire

Cliquez ici pour visionner en vidéo la fusion au cœur des étoiles.


Doc. 4
Nucléosynthèse explosive

Au fur et à mesure des fusions, l’étoile forme des éléments de plus en plus lourds jusqu'au fer. Le cœur de l'étoile gagne en masse jusqu'à s'effondrer sous son propre poids en expulsant les couches externes de l'étoile. Les éléments plus lourds que le fer (Z>26Z > 26) sont formés lors de cette explosion : c’est la nucléosynthèse explosive.

Doc. 2
Nucléosynthèse stellaire

Après la nucléosynthèse primordiale, les éléments plus lourds sont formés au sein des étoiles : c’est la nucléosynthèse stellaire. La fusion des atomes d’hydrogène peut s’expliquer selon deux mécanismes :

la chaîne « proton-proton » au cours de laquelle des protons (noyaux d’hydrogène) fusionnent pour former des noyaux d’hélium 4, les « particules alpha (α\alpha) ». On peut résumer cette chaîne par l’équation suivante :

4p24He+2e++2ν4 \mathrm{p} \rightarrow_{2}^{4} \mathrm{He}+2 \mathrm{e}^{+}+2 \nu

La réaction libère deux positons e+\text{e}^+ et deux neutrinos ν\nu, ainsi que de l’énergie EE. Cette réaction va se produire pendant la « séquence principale », la quasi-totalité de la vie de l’étoile.

le cycle CNO (voir document 4). D’autres réactions ont lieu, et les éléments chimiques plus lourds (jusqu’à Z=26,Z=26, le fer) sont formés.

Doc. 3
Cycle CNO

Cycle CNO
Ce cycle explique la conversion d’hydrogène en hélium dans les étoiles lourdes.

Groupe 4
Du Big Bang au développement de la vie


Questions

1. Doc. 12, 14 et 15 Réalisez une frise chronologique présentant les différentes étapes du Big Bang à l’apparition de la vie.

Couleurs
Formes
Dessinez ici


2.
ORAL
Expliquez les critères nécessaires à l’apparition de la vie.
Enregistreur audio

Doc. 13
Les conditions d’apparition de la vie

Pour que la vie telle que nous la connaissons apparaisse sur une planète, il faut réunir plusieurs conditions :
    la planète doit être rocheuse ;
    la température doit y être clémente, et les écarts entre les saisons, les jours et les nuits, peu importants ;
    la « gravité » doit être importante, pour retenir les éléments chimiques « biogènes » tels que le carbone et l’oxygène, mais pas trop importante pour permettre le mouvement ;
    une atmosphère, qui permette un effet de serre, pour maintenir des températures agréables ;
    la présence d’eau liquide.

Ressource complémentaire

Cliquez ici pour en découvrir davantage sur le Big Bang, la formation de la Terre et l’apparition de la vie en vidéo.


Doc. 15
Schéma simplifié du Big Bang

Les premiers instants de l’Univers

Doc. 12
Histoire simplifiée de l’Univers

Nul ne sait ce qui existait avant ou s’il existait un avant, mais le Big Bang est un modèle physique qui permet de décrire l’évolution de l’Univers depuis 13,7 milliards d’années.
Au départ, l’Univers devait être un mélange de quarks, d’électrons, de photons et de gluons. Ce mélange est appelé « soupe primordiale ». Cet état condensé aurait permis la formation des premiers protons et neutrons. Dans les quelques minutes qui ont suivi, la nucléosynthèse primordiale aurait eu lieu : les atomes d’hydrogène, d’hélium et de lithium se seraient formés.
L'Univers aurait ensuite diffusé un rayonnement, le fond diffus cosmologique, que l’on capte encore de nos jours, et qui constitue un des éléments essentiels en faveur du modèle du Big Bang.
Les premières galaxies, regroupant des milliards d’étoiles, auraient été formées 700 millions d’années plus tard. Notre planète, la Terre, se serait formée il y a 4,5 milliards d’années, peu de temps après notre Soleil. Il aurait fallu près d’un milliard d’années pour que les premières bactéries, à l’origine de la vie, y fassent leur apparition.

Doc. 14
Les premiers instants de l’Univers

Les premiers instants de l’Univers
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