La nucléosynthèse ou comment la nature fabrique les éléments chimiques

I. LES TYPES D’ELEMENTS RADIOACTIFS NATURELS

Il existe deux types d’éléments radioactifs naturels :
– Les radioéléments à longue période et leurs descendants formés bien avant la naissance de notre planète. Ils ont une vitesse de disparition constante où qu’ils soient, et indépendante des conditions extérieures. Ce sont eux que l’on qualifie de radioéléments naturels.
– Les radioéléments formés par réaction nucléaire naturelle, dont la proportion isotopique est variable et dépend des conditions extérieures. Ils se forment encore à l’heure actuelle.

Les radioéléments naturels peuvent se classer en deux grandes catégories :
– ceux qui dérivent des trois grandes familles radioactives (238U, 235U, 232Th2) ;
– les éléments indépendants.

On connaît quelques 70 radionucléides naturels issus des trois grandes familles
Au moment de sa production, l’uranium naturel était constitué à part égale de ses deux isotopes, l’238U et l’235U. Actuellement ce rapport est de 99,3% d’238U pour 0,70% d’235U.


II. NUCLEOSYNTHESE DES ELEMENTS CHIMIQUES

A. D’où viennent tous ces éléments radioactifs à très longue période ?

Pour comprendre cette apparition des radionucléides à longue demi-vie, il est nécessaire de se pencher sur la formation et l’activité des étoiles. N’oublions pas que nous sommes, comme l’a écrit Hubert REEVES, « poussières d’étoiles » . Nous allons seulement survoler les processus qui ont permis la création des différents éléments chimiques du tableau périodique. Notre propos n’est pas de nous lancer dans la cosmologie mais de comprendre l’origine des radionucléides qui entrent dans la composition de notre planète.


B. Nucléosynthèse primordiale

Quelques 100 secondes après le « Big Bang », le premier élément qui se forme est le proton ou noyau d’hydrogène (1H). S’en suit une structure un peu plus complexe formée de deux nucléons, un proton et un neutron : le deutérium ou deutéron (21D), qui malheureusement a une vie éphémère et disparaît sous les coups de butoir des photons primordiaux très énergétiques. Premier arrêt dans la progression des éléments chimiques !
Nous sommes en pleine expansion : la température de l’univers chute (moins de 1 milliards de degrés), les photons perdent de leur énergie et les deutérons pourront survivre. L’ascension vers des éléments plus complexe commence. Chaque 2D capte un neutron pour se transmuter en hélium-3 (3He) qui à son tour s’enrichit d’un nouveau neutron pour donner l’hélium-4 (4He), élément très stable comme tous les gaz nobles. Malgré des tentatives pour former des éléments à plus grand nombre de nucléons, comme le lithium (3Li), le béryllium 4Be), deuxième arrêt de la nucléosynthèse ! Nous sommes à trois minutes du point zéro et l’expansion se poursuit à grande vitesse. L’univers est à ce moment composé d’hydrogène, d’hélium, à raison d’un 4He pour 12 1H, de traces de lithium et de béryllium, de neutrinos, d’électrons libres et de photons. Cette situation va persister durant près de 300.000 ans. Pendant ce temps, l’expansion a continué sa course, la température a chuté considérablement pour atteindre les 3.000° C ; les photons ont encore perdu de leur énergie, la force électromagnétique entre en jeu permettant la formation d’atome d’hydrogène par capture d’un électron orbitaire, d’atome d’hélium qui en retient 2. La matière prend le dessus sur le rayonnement : l’univers devient transparent. Pour continuer il faut trouver un moyen de débloquer la situation. La solution réside dans la formation par gravitation des galaxies et des étoiles. Faisons un bond en faisant l’impasse sur la formation des premières galaxies et reprenons notre histoire lors de la formation de la première génération d’étoiles.


C. Première génération d’étoiles

L’activité d’une étoile, dans sa phase initiale, après sa première contraction gravitationnelle, se résume à une transmutation de son hydrogène en hélium. Cette réaction s’accompagne d’une légère diminution de masse due à l’énergie libérée lors de la formation d’4He par 4 protons (1H). La conversion peut être plus ou moins rapide selon la grosseur de l’astre. Pour cela, il faut une température suffisante, de l’ordre de 10 millions de degrés, pour que les protons puissent vaincre la force électrique de répulsion et entrer en contact les uns avec les autres.
Occasionnellement d’autres éléments peuvent se former. En effet, la synthèse de l’hélium à partir de l’hydrogène peut prendre divers chemins en passant par le lithium, le béryllium, le bore, le carbone, l’azote et l’oxygène (éléments 3, 4, 5, 6, 7, 8).


Réactions de la chaîne proton-proton, principale source d’énergie (fig. 1) :

1H + 1H → 2D + e+ + γ
2D + 1H → 3He + γ
2 3He → 4He + 2 1H + γ


proton-proton

Fig. 1 – Réactions de la chaîne proton-proton – conversion de l’hydrogène en hélium


D. Phase hélionique

Lorsque la réaction thermonucléaire alimentée par l’hydrogène s’arrête faute de combustible, la gravitation reprend ses droits, la température augmente pour atteindre 100 millions de degrés nécessaires à la fusion des noyaux d’hélium et l’étoile entame sa deuxième phase. Une nouvelle série d’éléments verra le jour. Deux hélions (2He) donneront un noyau de béryllium (4Be) qui absorbant à son tour un nouveau 2He engendrera un noyau de carbone (6C), en libérant une énergie de 7,6 MeV. L’activité thermonucléaire est réenclenchée. Tandis que le cœur de l’étoile continue à se contracter, son atmosphère sous la poussée due à la libération de l’énergie de combustion de l’hélium se dilate et se refroidit. L’étoile devient une géante rouge.
La vitesse des réactions augmente avec la température. A 120 millions de degrés, l’hélium (2He) s’allie au carbone (6C) pour le transformer en oxygène (8O), 16O se transforme en 17O par absorption d’un neutron, puis à une température légèrement supérieure, l’oxygène (8O) absorbe un noyau d’hélium (2He) donnant le néon (sub>10Ne), <sup20Ne engendre 21Ne, également par absorption d’un neutron.

2He + 13C → 16O + n
2He + 17O → 20Ne + n

Après la phase de fusion du carbone viennent celles du néon, de l’oxygène, du magnésium, du silicium, ce que traduit la figure 3.
Avec l’apparition du néon, le processus marque un temps d’arrêt, car cet élément comme tous les gaz inertes possède une grande stabilité. Il faut dépasser le cap des 200 millions de degrés pour qu’un noyau de néon (10Ne) absorbe un hélion (2He) et se convertisse en magnésium (12Mg). D’autres réactions thermonucléaires peuvent se produire comme la fusion de deux carbone (6C) qui donne également 12Mg, avec la libération d’une énergie de 15 MeV.

2He + 21Ne → 24Mg + n

On constate que la production de nouveaux éléments s’est faite selon une loi simple, par l’absorption d’un hélion qui augmente le numéro atomique de deux unités, tandis que le nombre de masse est un multiple de 4. On parle de chaîne hélionique.
Cette séquence va se reproduire de nombreuses fois : à l’épuisement d’un combustible, le cœur de l’étoile s’effondre un peu plus, la température augmente en proportion et un nouvel élément plus dense est généré. L’étoile se dispose en couche tel les « pelures d’un oignon ». Chacune d’elles à une température propre de moins en moins élevée au fur et à mesure que l’on s’éloigne du cœur. Les réactions thermonucléaires des étapes précédentes s’y perpétuent en fonctions des conditions de chaleur et de pressions.
Le processus va se poursuivre jusqu’à l’obtention du 56Fe.

Toutefois, un élément impair s’est glissé dans le système : il s’agit de l’azote (7N). Celui-ci est le résultat de la fusion d’un deutérium (2D) avec un noyau de carbone.


E. Le cycle du carbone

Dans certaines étoiles, généralement de seconde génération, mais également dans des étoiles primitives, on constate l’existence d’un cycle thermonucléaire qui met en jeu le carbone (cycle de Bethe) : En effet, les noyaux des premiers éléments, dans les astres de premières génération, naissant de processus nucléaires ont de grandes énergies qui leur permettent de déclancher des réactions secondaires. Ainsi un noyau de carbone peut résulter de la fusion de trois hélions. Ce carbone intervient dans un cycle où 4 protons sont absorbés selon les formules suivantes :

Absorption d’un H           transmutation par rayonnement β

réaction                                                      1H + 12C → 13N + γ → 13C + ß+ + ν
durée de la mutation                                   9.105 ans                           7 mn

1H + 13C → 14N + γ
1,8.105 ans
1H + 14N → 15C + γ→ 15N + ß+ + ν
16.106 ans 2 mn
1H + 15N → 12C + 4He
5.106 ans

Le cycle du carbone s’accélère en fonction de la température. Il n’intervient qu’à des températures élevées et avec un apport initial de carbone, si la fusion des protons a fourni le point de départ.
La figure ci-dessous (fig. 2) illustre ce cycle dont la possibilité a été démontrée par BETHE et WEIZÄCHER, en 1938. Le processus proton-proton n’a été découvert qu’en 1951 à la suite des travaux de FOWLER et SCHATZMANN.


cycle carbone
Fig. 2 – Le cycle du carbone ou cycle de Bethe

F. L’intervention des neutrinos

L’évolution nucléaire s’emballe à cause de l’intervention d’une nouvelle particule : le neutrino. Pour continuer dans sa progression vers les éléments de masse plus élevée, l’étoile doit produire de l’énergie. Elle se contracte et reprend l’ascenseur thermique vers des températures de plus en plus élevées. Elle émet en son centre un flux de neutrinos de plus en plus important. Cette particule élémentaire, contrairement à celles qui interviennent jusqu’à présent dans la nucléosynthèse, n’a pratiquement pas de masse (10.000 fois plus faible que celle de l’électron) et n’a pas de charge électrique. Elle a la particularité de n’être pratiquement pas absorbée, elle traverse notre planète de part en part s’en être affectée.
Pour expliquer certaines particularités de la radioactivité β (excédent d’énergie), FERMI, en 1936, avait calculé sa présence dans la réaction de désintégration du neutron en proton. Comme il n’y a pas d’électrons dans le noyau, ceux-ci doivent être générés à partir d’un nucléon lors de la désintégration β, ce que les équations suivantes représentent :

n → p + e- + ν ou p → n + e+ + ν


n = neutron; p = proton; e- = électron; e+ = positron; ν = neutrino ; ν = antineutrino.

Il fallut attendre 1954 pour la détecter.
Le flux de neutrinos apporte à l’étoile l’énergie nécessaire pour continuer sa progression et l’amener au stade ultime.
Grâce aux neutrinos, quelques milliers d’années suffisent pour engendrer près d’une centaine de nouveaux éléments. On passe du Si au groupe des métaux : fer (26Fe), cobalt (27Co), nickel (28Ni), cuivre (29Cu), zinc (30Zn), etc.


G. Phase neutronique

Il est à remarquer que les réactions, impliquant des hélions, donnent des neutrons libres entraînant une nouvelle phase dans la vie de l’étoile. D’un processus hélionique on passe à un processus neutronique. A partir de maintenant la montée dans l’escalier nucléaire se fait par addition d’un neutron.
Ainsi, le cadmium dont la forme courante est 110Cd, comporte 48 protons et 62 neutrons. L’arrivée d’un nouveau neutron donne l’isotope 111Cd (48p + 63n), puis 112Cd (48p + 64n) et ainsi de suite jusqu’au 114Cd (48p + 66n). Si un dernier neutron pénètre le noyau de Cd, une instabilité s’installe et la combinaison 48p + 67n devient 49p + 66n en un délai très court. Le neutron excédentaire se transforme par radioactivité β en proton, avec émission d’un électron et d’un neutrino. Le cadmium se transmute en indium (49In). Le mouvement se poursuit jusqu’à l’apparition de l’étain (116Sn).
Ces phases se déroulent dans la zone des températures variant entre 2 et 5 milliards de degrés.

escalier éléments

Fig. 3 – L‘escalier nucléaire

Pour illustrer les grandes étapes de l’évolution nucléaire, nous avons repris le damier conçu par Hubert REEVES dans son ouvrage « Patience dans l’azur – L’évolution cosmique ». Les noyaux atomiques sont placer selon leur nombre de protons (verticalement) et leur nombre de neutrons (horizontalement). Sont représenté ici tous les isotopes stables jusqu’au silicium (plus deux instables, le neutron et le carbone 14). Les isotopes stables se disposent à peu près selon une diagonale (nombre de protons à pe près égal au nombre de neutrons).


H. Stade ultime d’une étoile

Selon sa masse, l’évolution d’une étoile se termine par la génération de noyaux de carbone ou d’oxygène. Dans ce cas, nous avons affaire à des naines blanches qui se refroidiront lentement sans éjecter leur matière et terminer leur vie sous forme de naines noires, c’est le destin de notre soleil. Si la masse est plus importante, le stade ultime sera le fer. Le processus s’arrête là, faute de températures suffisantes et de moyens de fournir la quantité d’énergie nécessaire à la formation des éléments lourds. Le noyau de l’astre se contracte et implose littéralement engendrant des températures énormes. Le fer se désintègre accélérant le processus : élévation de température, contraction du noyau. Par rebondissement sa couronne est violemment projetée dans l’espace, y dissipant tous les éléments crées durant sa genèse : c’est l’explosion d’une supernova.


I. Nouvelles générations d’étoiles

L’explosion de la supernova va enclencher de nouvelles réactions dans les nuages interstellaires. Les neutrons, accélérés par la déflagration, peuvent fusionner avec les noyaux éjectés pour constituer des éléments plus lourds.
Les premières étoiles ont recraché du carbone, de l’oxygène, du silicium et du fer. Une nouvelle génération d’étoiles voit le jour, contenant des éléments plus lourds générés dans les nuages cosmiques. Le processus se répète ainsi indéfiniment créant ce que les astronomes appelle le cycle de la matière dans l’univers (fig. 4).

cycle matière

Fig. 4 – Le cycle de la matière dans l’Univers

Des globules de matière se condensent sans cesse dans le milieu interstellaire pour donner naissance à des étoiles. Celles-ci rejettent en permanence du gaz dans le milieu interstellaire. Selon la masse restante, une étoile termine sa vie sous forme de naine blanche, d’étoile à neutrons ou de trou noir. Les étoiles les plus massives éjectent dans le milieu interstellaire les atomes fabriqués au cours de leur vie, enrichissant ce milieu d’atomes de plus en plus lourds. (d’après A. BREHIC)


J. Les nombres magiques

Nous avons vu que les éléments plus lourds étaient engendrés par capture d’un neutron et transformation de celui-ci en proton par radioactivité β, et que de cette manière l’on montait progressivement l’escalier nucléaire (fig. 3). Le passage d’un élément à un autre ne se fait pas de manière constante. Certains paliers sont larges et franchis lentement. D’autres sont étroits et pratiquement sautés. La raison est la grande stabilité que présentent certains noyaux.
En 1963, le physicien allemand Johannes Hans JENSEN et la physicienne américaine Maria GOEPPERT-MAYER ont obtenu le prix Nobel de physique pour leurs travaux sur la structure du noyau nucléaire . De leurs analyses, ils dégagent des propriétés de stabilité particulière de certains noyaux dits « magiques » lorsque le nombre de leurs protons et/ou neutrons prend des valeurs particulières. Ces nombres-clés sont : 2, 8, 20, 28, 50, 82, 126. Un noyau est stable si le nombre total de ces nucléons est magique : c’est le cas pour le néon 20 (2010Ne) et le silicium 28 (2814Si). C’est également le cas si le nombre Z de protons (numéro atomique) est magique : l’oxygène (Z = 8), le calcium (Z = 20), l’étain (Z = 50), le plomb (Z = 82) ; ou celui des neutrons. Ainsi, dans la gamme des noyaux possédant 50 neutrons, on trouve le strontium-88, l’yttrium-89, le zirconium-90. Tous ces éléments présentent de nombreux isotopes stables.
Le dernier palier est constitué par le plomb-208 et le bismuth-209. Le bismuth est l’élément le plus lourd dont au moins un isotope est encore stable (20983Bi), par contre le plomb-208 qui est doublement magique (Z = 82 ; N = 126) est le dernier noyau parfaitement stable.


K. Evolution des éléments très lourds

Passé cette barrière plomb-bismuth, l’énergie emmagasinée lors de la formation des gros noyaux sera restituée car les éléments formés auront des tailles telles que leur stabilité n’est plus possible. Ils se désintègreront lentement selon le processus de radioactivité α (éjection d’un 2He) jusqu’à l’uranium-92. Sous sa forme 238, sa demi-vie est de 4 milliards d’années. Au-delà, la situation change car la stabilité diminue rapidement et les périodes se chiffre en jours, puis en heures et en minutes. Celle du curium-242 n’est que de 162 jours. Jusqu’ici, le processus se déroulé selon le mécanisme neutronique normal de transmutation β, palier par palier, c’est le processus s (s = slow). Le nombre de neutrons augmentant rapidement, le processus prend une autre allure. Le passage se fera par bonds. Ainsi, le niobium (41Nb) qui est stable avec 52 neutrons en absorbera jusqu’à 82 (nombre magique). Au 83e, il se transmutera en molybdène (42Mo) puis en technétium (43Te) et ainsi de suite. Nous somme passé à un processus r (r = rapide).
Avec le californium (96Cf) un phénomène nouveau apparaît : cet élément est spontanément fissile. Ce sera le cas de la plupart des éléments transuraniens. Ils exploseront littéralement en créant des neutrons qui seront absorbés par des éléments lourds pour recréer du californium, et en libérant une énergie capable d’accélérer les processus neutroniques. Nous sommes en présence d’une rétroaction positive qui amènera l’étoile à se disloquer sous son rayonnement. Lorsque la température se chiffrera en milliards de degrés, la part la plus importante de l’énergie dissipée le sera sous forme de neutrinos et l’étoile répandra sa matière dans l’espace.

Ce survol bien trop rapide des processus de constitution des éléments chimiques nous permettra de mieux appréhender les phénomènes de la radioactivité naturelle de notre planète.


III. L’EVOLUTION NUCLEAIRE EN GRAPHIQUE (d’après H. REEVES)

explosion initiale
Fig. 5 – L’évolution nucléaire initiale. Issus du big bang, les protons et les neutrons interagissent. Quelques minutes après sa naissance, l’univers est composé d’hydrogène, d’hélium et de lithium-7. Ce sont les plus vieux atomes du monde.

série principale

Fig. 6 – L’évolution nucléaire dans les étoiles de la « série principale ». Les étoiles de la « série principale » obtiennent leur énergie en fusionnant l’hydrogène en hélium. Les premières étoiles des galaxies, dépourvues d’atomes lourds, transformaient directement l’un dans l’autre. Les étoiles plus récentes réalisent cette fusion de manière plus efficace qui implique la transmutation en azote des atomes de carbone et d’oxygène formés par des générations d’étoiles antérieures. Cette nouvelle fusion utilise le carbone comme catalyseur, selon le cycle de Bethe.

géantes rouges
Fig. 7 – L’évolution nucléaire dans les géantes rouges. L’hélium du noyau central est transformé en carbone-12 et en oxygène-16. Dans une couche entourant le noyau se pourssuit la fusion de l’hydrogène en hélium.

étoiles tardives
Fig. 8 – L’évolution nucléaire dans les phases stellaires plus tardives. La fusion du carbone et de l’oxygène en néon, sodium, magnésium, aluminium et silicium se fait au cœur d’une étoile, au cours des phases stellaires plus tardives. Dans les couches supérieures brûle l’hélium, puis, au-dessus encore, l’hydrogène.

phases ultimes
Fig. 9 – L’évolution nucléaire dans les phases ultimes. Avant que l’étoile explose en supernova, le magnésium et le silicium entrent en combustion et engendrent les métaux : chrome, manganèse, fer, nickel, cobalt, cuivre, zinc, etc. Des neutrons produits par ces réactions se combinent avec ces métaux pour complèter la table des éléments chimiques.

transmutations
Fig. 10 – Profil des transmutations nucléaires à l’intérieur d’une étoile massive et très évoluée. Les réactions qui requièrent les plus hautes températures (fusion du silicium et du magnésium) ont lieu au centre de l’étoile. A mesure que l’on s’éloigne du centre, la température décroît jusqu’à la surface, beaucoup trop froide pour le jeu de interactions nucléaires.


IV. HERITAGE COSMIQUE DE NOTRE PLANETE

Les planètes telluriques, lors de leur formation par accrétion dans le nuage protostellaire, ont absorbé la plupart des éléments dissipés par les supernova, depuis l’hydrogène jusqu’au plus lourds. On imagine la Terre primitive comme un magma en fusion se formant par un double processus : bombardement et accrétion de poussières et planétésimaux divers, et contraction gravitationnelle. Ces phénomènes ont porté notre future planète à une température de l’ordre de 1.000° C. La radioactivité naturelle des radionucléides incorporés lui a apporté un millier de degrés supplémentaire. Par différenciation, les éléments les plus lourds, comme le fer ou le zinc, se sont concentrés au centre, tandis que les plus légers ont formé le manteau en surface. Actuellement, deux sources d’énergie ont disparu : le bombardement, beaucoup plus épisodique, et la contraction. Seule la radioactivité naturelle assure une production continue de chaleur au sein de la planète. Cette chaleur est évacuée vers l’extérieur par rayonnement, conduction et convection. Le rayonnement est très efficace dans les étoiles, mais pratiquement nul dans une planète comme la Terre. La conduction est un phénomène efficace mais lent. Elle consiste en une agitation des atomes sous l’effet d’une élévation de température. Les vibrations ainsi générées sont transmises de proche en proche par un effet mécanique. Enfin, la convection est responsable des cellules de convection qui prennent naissance au sein du magma constituant le manteau inférieur. Ce dernier phénomène est le moteur de la tectonique de plaques.
A la fin du XIXème siècle, le physicien britannique Lord Kelvin (° 26/06/1824 – † 17/12.1907) avait calculé, sur la base du refroidissement de la terre et sur le gradient de température constatée en profondeur, que l’âge de la Terre se situait entre 24 et 400 millions d’années. A l’époque, on ignorait l’existence de la radioactivité naturelle. La découverte de cette propriété a permit de définir la naissance de notre planète à plus de 4,5 milliards d’années.

La chaleur géothermique est le résultat d’un dégagement de chaleur minime mais constant due à l’énergie libérée lors de la désintégration des radionucléides naturels : minime, car il n’est que de 0,0937 watt/tonne pour l’uranium-238, par exemple, et donc nettement insuffisant pour alimenter une ampoule électrique ; quasi constant, car ce dégagement n’a diminué que de moitié depuis la formation de la Terre.
De cette chaleur, seule une faible proportion s’échappe en raison des dimensions du globe terrestre. La radioactivité provenant des isotopes 235 et 238 de l’uranium, du thorium 232 et du potassium 40 est à l’origine de 80% de l’énergie émergeant de la surface du sol.

Au départ, la jeune Terre était le siège de transmutations car parmi ses constituants, elle renfermait des éléments très lourds dont les plus lourds existant à l’état naturel sont l’uranium et le thorium. Les radio-isotopes de ces produits se sont désintégrés depuis leur origine, mais persistent de nos jours étant donné leur très grande période radioactive : thorium-232, de l’ordre de 13,9 milliards d’années ; uranium-235 et uranium-238, de périodes respectivement égales à 710 millions et 4,5 milliards d’années.

Alors que l’abondance des deux isotopes de l’uranium était au départ similaire, l’uranium naturel est constitué de nos jours à 99,3 % d’uranium-238, contre 0,70 % d’uranium-235. Cette disparité permet de calculer l’âge d’une roche en établissant le rapport entre les deux isotopes.
Actuellement, ces éléments sont relativement rares dans le sous-sol et généralement disséminés dans les roches granitiques à raison de quelques grammes par tonne. Mais à l’échelle de la planète, les quantités sont énormes. On estime à 50 000 et 160 000 milliards de tonnes les quantités respectives d’uranium et de thorium dans la croûte et le manteau terrestre. Selon cette estimation, l’uranium seul dégagerait l’énergie électrique produite par 4.620 centrales nucléaires de 1 Gigawatt.


V. SOURCES

BRAHIC A. (1999) – Enfants du soleil – Histoire de nos origines, Editions Odile Jacob, Science
BRÖCKER B. (2001) – Atlas de la physique atomique et nucléaire, La Pochothèque, Le Livre de Poche, « Encyclopédies d’aujourd’hui ».
DUCROCQ A. (1976) – Les éléments au pouvoir, Editions Julliard.
DUCROCQ A. (1963) – Le roman de la matière, Editions Julliard.
REEVES H. (1981) – Patience dans l’azur – L’évolution cosmique, Editions du Seuil, Paris.
SILK J., BARROW J.D. (1985) – La main gauche de la création – Origine et évolution de l’univers en expansion, Londreys
TRINH XUAN THUAN (1991) – La mélodie secrète – Et l’homme créa l’univers, Editions Gallimard, Folio/Essais, N° 160.
http://www.laradioactivite.com/fr/site/pages/lepotassiumm40.htm
http://www.graal.univ-montp2.fr/spip.php?article12
http://www.periodieksysteem.com/elem_fr.cfm?IDE=Sm
http://www.periodictableonline.org/elem_fr.cfm?IDE=Lu
http://wwwens.uqac.ca/chimie/Physique_atom/Chap_htm/CHAP_16.html
http://fr.wikipedia.org/wiki/Fusion_nucl%C3%A9aire

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