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.
Isotope stablevignette|Table des isotopes par mode de désintégration majoritaire (données du programme Nucleus). Un isotope stable d'un élément chimique est un isotope qui n'a pas de radioactivité décelable. Au , 256 nucléides correspondant à 80 éléments étaient considérés comme stables, bien que le calcul pour un nombre significatif d'entre eux suggère qu'ils devraient connaître certains modes de désintégration. Les éléments 43 et 61 — respectivement le technétium et le prométhium — n'ont aucun isotope stable ; le technétium 99 est présent naturellement à l'état de traces.
Rayonnement cosmiqueLe rayonnement cosmique est le flux de noyaux atomiques et de particules de haute énergie (c'est-à-dire relativistes) qui circulent dans le milieu interstellaire. Le rayonnement cosmique est principalement constitué de particules chargées : protons (88 %), noyaux d'hélium (9 %), antiprotons, électrons, positrons et particules neutres (rayons gamma, neutrinos et neutrons). La source de ce rayonnement se situe selon les cas dans le Soleil, à l'intérieur ou à l'extérieur de notre galaxie.
Carte des nucléidesLa carte des nucléides permet de décrire certaines propriétés des nucléides de manière graphique simple en les inscrivant sur un système d'axes nombre de neutrons / numéro atomique (nombre de protons). Ce type de représentation remonte à , avec une première tentative de Giorgio Fea ; elle sera suivie de nombreuses autres, dont celle d'Emilio Gino Segrè en 1945 : le diagramme de Segrè.
Nucléide cosmogéniqueLes nucléides cosmogéniques (ou isotopes cosmogéniques) sont des isotopes rares créés quand un rayon cosmique de haute énergie interagit avec le noyau d'un atome (réaction de spallation par les rayons cosmiques). Ces isotopes sont en particulier produits dans les matériaux terrestres comme des roches ou le sol, dans l'atmosphère terrestre et dans des corps extraterrestres comme des météorites. La mesure des isotopes cosmogéniques permet aux scientifiques d'avoir une meilleure compréhension de nombreux processus géologiques et astronomiques.
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.
Abondance naturelleL'abondance naturelle est le pourcentage en nombre d'atomes, pour un élément donné, de chacun des isotopes par rapport à l'ensemble des isotopes (naturels) trouvés sur une planète ou une étoile. Cette notion est donc relative à la matière considérée, étoile, planète, et dans le cas de la Terre, réservoir ou roche considérés. La somme des masses atomiques de chacun des isotopes, pondérées par leur abondance naturelle, donne la masse atomique moyenne de l'élément, telle qu'on la trouve dans le tableau périodique.
Étoilevignette|Le Soleil, l’étoile la plus proche de la Terre, vu lors d'une éruption en ultraviolets avec de fausses couleurs. Une étoile est un corps céleste plasmatique qui rayonne sa propre lumière par réactions de fusion nucléaire, ou des corps qui ont été dans cet état à un stade de leur cycle de vie, comme les naines blanches ou les étoiles à neutrons. Cela signifie qu'ils doivent posséder une masse minimale pour que les conditions de température et de pression au sein de la région centrale permettent l'amorce et le maintien de ces réactions nucléaires, seuil en deçà duquel on parle d'objets substellaires.
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.
Fond cosmologique de neutrinosLe fond cosmologique de neutrinos (, en abrégé : CNB ou CνB (lire : « C-nu-B ») représente l'ensemble des neutrinos qui ont été produits lors du Big Bang. Ils représentent en nombre et en énergie totale la très grande majorité des neutrinos de tout l'univers. L'énergie individuelle des neutrinos cosmologiques est par contre très faible. Elle est du même ordre que celle des photons du fond diffus cosmologique, soit environ 0,2 milliélectron-volt si leur masse est nulle.
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.
RadiobiologieLa est l'étude des effets biologiques des rayonnements, notamment des rayonnements ionisants, sur les êtres vivants : sensibilité d'espèces, radiosensibilité individuelle ou pathologique ( syndrome de Gorlin), groupes vulnérables... C'est aussi l'étude des moyens de se préserver des effets délétères de certains rayonnements et l'étude des traitements à suivre en cas de contamination et/ou irradiation. C'est enfin une branche de la biologie médicale qui emploie des techniques radiologiques permettant l'investigation du corps humain.
Rayonnement ionisantvignette|Pouvoir de pénétration (exposition externe).Le rayonnement alpha (constitué de noyaux d'hélium) est arrêté par une simple feuille de papier.Le rayonnement bêta (constitué d'électrons ou de positons) est arrêté par une plaque d'aluminium.Le rayonnement gamma, constitué de photons très énergétiques, est atténué (et non arrêté) quand il pénètre de la matière dense, ce qui le rend particulièrement dangereux pour les organismes vivants.Il existe d'autres types de rayonnements ionisants.
NeutronLe neutron est une particule subatomique de charge électrique nulle. Les neutrons sont présents dans le noyau des atomes, liés avec des protons par l'interaction forte. Alors que le nombre de protons d'un noyau détermine son élément chimique, le nombre de neutrons détermine son isotope. Les neutrons liés dans un noyau atomique sont en général stables mais les neutrons libres sont instables : ils se désintègrent en un peu moins de 15 minutes (880,3 secondes). Les neutrons libres sont produits dans les opérations de fission et de fusion nucléaires.
Supernova neutrinosSupernova neutrinos are weakly interactive elementary particles produced during a core-collapse supernova explosion. A massive star collapses at the end of its life, emitting on the order of 1058 neutrinos and antineutrinos in all lepton flavors. The luminosity of different neutrino and antineutrino species are roughly the same. They carry away about 99% of the gravitational energy of the dying star as a burst lasting tens of seconds. The typical supernova neutrino energies are 10MeV.
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.
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.
Poussière cosmiquevignette|250px|droite|Poussière interplanétaire, poreuse et chondritique. La poussière cosmique est la poussière présente dans l'espace. L'essentiel de cette poussière est formé de grains de taille inférieure à , mais on y trouve aussi des cristaux réfractaires de taille avoisinant ou dépassant le micron. La poussière cosmique comprend de la matière organique complexe (des solides amorphes de structure mixte aromatique–aliphatique), qui pourrait avoir été synthétisée dans d'anciennes atmosphères stellaires.
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.
Syndrome d'irradiation aiguëLe syndrome d'irradiation aiguë ou syndrome aigu d'irradiation (SAI), également appelé fièvre des radiations ou encore, anciennement, maladie des rayons, désigne un ensemble de symptômes potentiellement mortels qui résultent d'une exposition ponctuelle des tissus biologiques d'une partie importante du corps à une forte dose de rayonnements ionisants (rayons X, rayonnements alpha, beta ou gamma, ou encore flux de neutrons).
