Que sont les éléments chimiques en enseignement scientifique ?

Un élément chimique regroupe tous les atomes et ions dont le noyau contient le même nombre de protons Z. En enseignement scientifique de 1re, on étudie l'origine de leurs noyaux (la nucléosynthèse), leur abondance dans l'Univers, sur la Terre et chez les êtres vivants, ainsi que la radioactivité des noyaux instables.

Quels sont les éléments les plus abondants dans l'Univers, sur Terre et dans le vivant ?

En masse, l'Univers est surtout formé d'hydrogène et d'hélium. La Terre est surtout constituée d'oxygène, de fer, de silicium et de magnésium. Les êtres vivants sont surtout faits de carbone, d'hydrogène, d'oxygène et d'azote : ce sont les mêmes éléments, dans des proportions très différentes.

Comment calculer le nombre de noyaux restants après n demi-vies ?

Pendant chaque demi-vie, la moitié des noyaux encore présents se désintègre. Au bout de n demi-vies, il reste donc N = N0 / 2^n noyaux, où N0 est le nombre initial. Par exemple, après 3 demi-vies il reste N0/8, soit 12,5 % des noyaux.

Comment fonctionne la datation au carbone 14 ?

Un être vivant garde la même proportion de carbone 14 que l'atmosphère tant qu'il échange du carbone avec son milieu. Après sa mort, le carbone 14 n'est plus renouvelé et diminue de moitié tous les 5 730 ans. En comparant la proportion restante à celle du vivant, on obtient le nombre de demi-vies écoulées, donc l'âge, jusqu'à environ 50 000 ans.

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Un niveau d'organisation : les éléments chimiques

Q: D'où viennent les éléments chimiques ?

L'hydrogène, l'hélium et des traces de lithium se sont formés dans les premières minutes après le Big Bang. Les éléments jusqu'au fer sont produits par fusion au cœur des étoiles, et des éléments plus lourds comme l'or ou l'uranium surtout lors d'explosions d'étoiles et de fusions d'étoiles à neutrons. Dispersés dans l'espace, ces noyaux ont servi à former le Système solaire.

Nucléosynthèse, abondance des éléments dans l'Univers, la Terre et le vivant, radioactivité et demi-vie (programme d'enseignement scientifique de 1re)

À propos de cette page

Ce cours d'enseignement scientifique en première sur « Un niveau d'organisation : les éléments chimiques » suit le programme officiel d'enseignement scientifique de première. Il présente les définitions, les propriétés et les méthodes essentielles, accompagnées d'exemples résolus pour bien comprendre. Au programme : L'essentiel, D'où viennent les éléments chimiques ? La nucléosynthèse, Fusion ou fission : lire une équation nucléaire, Abondance des éléments dans l'Univers, la Terre et le vivant. Chaque notion est expliquée pas à pas, puis mise en pratique grâce à des exercices interactifs, un QCM et une évaluation corrigée. Idéal pour réviser à son rythme, combler ses lacunes et progresser, en autonomie ou avec un professeur. Cours rédigé par un professeur particulier à Marseille pour aider les élèves de première à réussir en enseignement scientifique.

L'essentiel

Élément chimique. Ensemble des atomes et des ions dont le noyau contient le même nombre de protons

Z

(numéro atomique). Un noyau se note

_{Z}^{A} X

A

est le nombre de nucléons (protons et neutrons),

Z

le nombre de protons. Deux isotopes ont le même

Z

mais des

A

différents :

_{6}^{12} C

_{6}^{14} C

sont deux isotopes du carbone.

Origine des noyaux. Les noyaux de la centaine d'éléments chimiques stables résultent de réactions nucléaires qui se produisent au sein des étoiles, à partir de l'hydrogène initial.

Abondances. La matière connue de l'Univers est formée principalement d'hydrogène et d'hélium ; la Terre est surtout constituée d'oxygène, de fer, de silicium et de magnésium ; les êtres vivants, de carbone, d'hydrogène, d'oxygène et d'azote.

Radioactivité. Certains noyaux sont instables et se désintègrent. L'instant de désintégration d'un noyau individuel est aléatoire. La demi-vie

t_{1 / 2}

est la durée nécessaire pour que la moitié des noyaux initialement présents dans un échantillon macroscopique se soit désintégrée ; elle est caractéristique du noyau radioactif.

D'où viennent les éléments chimiques ? La nucléosynthèse

Les noyaux des éléments chimiques ont été fabriqués au cours de l'histoire de l'Univers, en trois grandes étapes.

1. Nucléosynthèse primordiale. Dans les premières minutes qui suivent le Big Bang (il y a environ 13,8 milliards d'années), l'Univers, très chaud et très dense, forme les noyaux les plus légers : hydrogène, hélium et des traces de lithium.

2. Nucléosynthèse stellaire. Au cœur des étoiles, des réactions de fusion transforment l'hydrogène en hélium (c'est le cas du Soleil aujourd'hui). Quand l'hydrogène du cœur est épuisé, l'hélium fusionne à son tour en carbone et en oxygène (le Soleil le fera en fin de vie). Seules les étoiles massives vont plus loin : néon, magnésium, silicium… jusqu'au fer, noyau très stable : au-delà, la fusion ne libère plus d'énergie.

3. Éléments plus lourds que le fer. Ils se forment par captures de neutrons. Environ la moitié naît lentement dans des étoiles géantes en fin de vie (c'est le cas d'une grande partie du plomb) ; l'autre moitié, dont l'or et l'uranium, lors d'événements violents : explosions d'étoiles massives (supernovæ), fusions d'étoiles à neutrons.

Exemple. Explosions et vents stellaires dispersent ces noyaux dans l'espace. Le nuage dont sont issus le Soleil et la Terre, il y a environ 4,6 milliards d'années, contenait donc déjà du carbone, de l'oxygène ou du fer produits par des étoiles disparues : hormis l'hydrogène, les atomes de notre corps ont été forgés dans des étoiles.

Fusion ou fission : lire une équation nucléaire

Lois de conservation. Au cours d'une réaction nucléaire, le nombre total de nucléons

A

et la charge totale

Z

se conservent. Particules usuelles : neutron

_{0}^{1} n

, proton

_{1}^{1} H

, électron

_{- 1}^{0} e

, positon

_{1}^{0} e

, noyau d'hélium

_{2}^{4} H e

, photon

γ

(

A = 0

Z = 0

Fusion. Deux noyaux légers s'unissent pour former un noyau plus lourd. C'est la source d'énergie des étoiles. Exemple (étoile massive) :

_{6}^{12} C +_{2}^{4} H e \to_{8}^{16} O + γ

Nucléons :

12 + 4 = 16

; charges :

6 + 2 = 8

Fission. Un noyau lourd, en général percuté par un neutron, se scinde en deux noyaux plus légers en libérant quelques neutrons. C'est la réaction des centrales nucléaires. Exemple :

_{92}^{235} U +_{0}^{1} n \to_{54}^{140} X e +_{38}^{94} S r + 2_{0}^{1} n

Nucléons :

235 + 1 = 140 + 94 + 2 = 236

; charges :

92 = 54 + 38

	Fusion	Fission
Réactifs	deux noyaux légers	un noyau lourd et un neutron
Produits	un noyau plus lourd	deux noyaux plus légers et des neutrons
Où ?	cœur des étoiles	réacteurs nucléaires

Abondance des éléments dans l'Univers, la Terre et le vivant

On décrit la composition d'un milieu par la proportion de chaque élément, en masse (le plus courant) ou en nombre d'atomes.

Milieu (% en masse)	1^er	2^e	3^e	4^e
Univers (matière ordinaire)	H : 74 %	He : 24 %	O : ≈ 1 %	C : ≈ 0,5 %
Terre (globe entier)	Fe : 32 %	O : 30 %	Si : 15 %	Mg : 14 %
Corps humain	O : 65 %	C : 18 %	H : 10 %	N : 3 %

Interprétation.
• Univers : H et He dominent, héritage de la nucléosynthèse primordiale ; tous les autres éléments réunis font environ 2 % de la masse.
• Terre : planète rocheuse formée près du Soleil, elle n'a pas retenu les gaz légers (H, He) ; elle concentre les éléments des roches (O, Si, Mg) et du fer, surtout présent dans son noyau.
• Vivant : C, H, O, N, éléments de l'eau et des molécules organiques (glucides, lipides, protéines, ADN).

Mêmes éléments, autres proportions. Les êtres vivants ne contiennent aucun élément absent du monde minéral : ils puisent C, H, O, N dans leur environnement (dioxyde de carbone, eau, ions du sol) et les concentrent.

Représentations graphiques. Diagramme circulaire : parts d'un tout (angle = pourcentage × 3,6°). Diagramme en barres : comparer plusieurs milieux élément par élément. Échelle logarithmique : quand les proportions vont de quelques millièmes de pour cent à plusieurs dizaines de pour cent.

Radioactivité et demi-vie

Désintégration. Un noyau instable se transforme spontanément en un autre noyau en émettant une particule (noyau d'hélium pour la radioactivité α, électron ou positon pour la radioactivité β), souvent avec un rayonnement

γ

Hasard individuel, loi statistique. On ne peut pas prévoir quand un noyau donné va se désintégrer. Mais un échantillon macroscopique contient un nombre immense de noyaux : leur évolution d'ensemble est alors régulière. Pendant chaque durée

t_{1 / 2}

, la moitié des noyaux encore présents se désintègre.

Noyaux restants au bout de $n$ demi-vies.

N = \frac{N_{0}}{2^{n}}

où

N_{0}

est le nombre initial de noyaux.

Durée écoulée	0	$t_{1 / 2}$	$2 t_{1 / 2}$	$3 t_{1 / 2}$	$n t_{1 / 2}$
Noyaux restants	$N_{0}$	$N_{0} / 2$	$N_{0} / 4$	$N_{0} / 8$	$N_{0} / 2^{n}$

Caractéristique du noyau. La demi-vie ne dépend ni de la quantité de matière, ni de la température, ni de la forme chimique. Exemples : carbone 14 : 5 730 ans ; iode 131 : 8,0 jours ; cobalt 60 : 5,3 ans ; uranium 238 :

4, 5 \times 10^{9}

ans.

Activité. Le nombre de désintégrations par seconde (en becquerels, Bq) est proportionnel au nombre de noyaux restants : il est lui aussi divisé par 2 à chaque demi-vie.

Dater avec le carbone 14

Principe. Le carbone 14, radioactif (

t_{1 / 2} = 5 730

ans), se forme en permanence dans la haute atmosphère ; la proportion de carbone 14 parmi les atomes de carbone de l'air est à peu près constante. Tant qu'un être vivant échange du carbone avec son milieu (photosynthèse, alimentation, respiration), sa proportion de carbone 14 reste égale à celle de l'atmosphère.

Après la mort. Les échanges cessent : le carbone 14 n'est plus renouvelé et décroît selon sa demi-vie, tandis que le carbone 12, stable, reste constant. Comparer la proportion de carbone 14 (ou l'activité par gramme de carbone) d'un échantillon à celle d'un organisme vivant donne le nombre de demi-vies écoulées depuis la mort.

Exemple. Une graine carbonisée ne contient plus que 12,5 % du carbone 14 d'un végétal vivant. Or 12,5 %

= \frac{1}{8} = \frac{1}{2^{3}}

: trois demi-vies se sont écoulées. Âge :

3 \times 5 730 = 17 190

ans, soit environ

1, 7 \times 10^{4}

ans.

Domaine de validité. On ne date que de la matière ayant appartenu à un être vivant (bois, os, charbon, tissus, coquilles), et seulement jusqu'à environ 50 000 ans : au-delà, il reste trop peu de carbone 14 pour le mesurer.

Méthodes

Méthode 1 — Reconnaître une fusion ou une fission

Vérifier la conservation du nombre de nucléons $A$ et de la charge $Z$ (ou s'en servir pour identifier un noyau inconnu).
Repérer les réactifs : deux noyaux légers, ou un noyau lourd percuté par un neutron ?
Comparer les produits aux réactifs : un noyau plus lourd (fusion) ou deux noyaux plus légers (fission) ?
Conclure par une phrase.

Exemple rédigé. Dans le Soleil :

_{1}^{1} H +_{1}^{2} H \to_{2}^{3} H e + γ

. Nucléons :

1 + 2 = 3 + 0

; charges :

1 + 1 = 2 + 0

: les deux grandeurs sont conservées. Deux noyaux légers (un proton et un noyau de deutérium) forment un noyau plus lourd, l'hélium 3 : c'est une fusion.

Méthode 2 — Calculer le nombre de noyaux restants

Calculer le nombre de demi-vies $n = \frac{t}{t_{1 / 2}}$ , avec $t$ et $t_{1 / 2}$ dans la même unité.
Appliquer $N = \frac{N_{0}}{2^{n}}$ .
Si l'on demande les noyaux désintégrés, calculer $N_{0} - N$ .

Exemple rédigé. Iode 131 (

t_{1 / 2} = 8, 0

jours),

N_{0} = 6, 4 \times 10^{12}

noyaux,

t = 24

jours.

n = \frac{24}{8, 0} = 3

, donc

N = \frac{6, 4 \times 10^{12}}{2^{3}} = 8, 0 \times 10^{11}

noyaux. Il reste

\frac{1}{8}

des noyaux :

\frac{7}{8}

, soit 87,5 %, se sont désintégrés.

Méthode 3 — Estimer la durée pour atteindre une proportion donnée

Écrire la proportion visée $p = \frac{N}{N_{0}}$ .
Calculer les fractions successives $\frac{1}{2}$ , $\frac{1}{4}$ , $\frac{1}{8}$ … jusqu'à encadrer $p$ .
En déduire un encadrement de $n$ , puis de la durée $t = n \times t_{1 / 2}$ .
Affiner par lecture graphique ou à la calculatrice en testant ${(\frac{1}{2})}^{n}$ .

Exemple rédigé. Cobalt 60 (

t_{1 / 2} = 5, 3

ans) : quand restera-t-il 20 % des noyaux ? Après 2 demi-vies, il en reste 25 % ; après 3, 12,5 %. Donc

2 < n < 3

: la durée est comprise entre 10,6 et 15,9 ans. À la calculatrice,

0, 5^{2, 3} \approx 0, 20

n \approx 2, 3

t \approx 2, 3 \times 5, 3 \approx

12 ans.

Méthode 4 — Déterminer une demi-vie sur un graphique

Lire $N_{0}$ à $t = 0$ .
Calculer $\frac{N_{0}}{2}$ et tracer la droite horizontale correspondante.
Lire l'abscisse de son intersection avec la courbe : c'est $t_{1 / 2}$ .
Contrôler : à $2 t_{1 / 2}$ , on doit lire $\frac{N_{0}}{4}$ .

Exemple rédigé. La courbe de décroissance d'une source de sodium 22 part de

5, 0 \times 10^{9}

noyaux. La valeur

2, 5 \times 10^{9}

est lue à

t = 2, 6

ans et la valeur

1, 25 \times 10^{9}

t = 5, 2

ans

= 2 \times 2, 6

ans : les deux lectures concordent, $t_{1 / 2} = 2, 6$ ans.

Pièges et erreurs classiques

« Après deux demi-vies, il ne reste rien. » Faux : il reste

\frac{N_{0}}{4}

. La décroissance n'est pas linéaire : chaque demi-vie retire la moitié de ce qui reste, pas une quantité fixe.

Restants ou désintégrés ? Au bout de

n

demi-vies,

\frac{N_{0}}{2^{n}}

noyaux restent ; les noyaux désintégrés sont au nombre de

N_{0} - \frac{N_{0}}{2^{n}}

. Lire la question deux fois.

La demi-vie n'est pas la « moitié de la vie » d'un noyau. Elle ne dit pas quand un noyau donné se désintègre (c'est aléatoire) et elle ne change pas si l'on chauffe l'échantillon ou si l'on en prend deux fois plus.

Masse ou nombre d'atomes ? Un classement dépend de la grandeur comptée : un élément léger comme l'hydrogène pèse peu mais compte beaucoup d'atomes. Toujours préciser « en masse » ou « en nombre d'atomes ».

Fusion ou fission ? On juge d'après les noyaux, pas d'après la particule émise : deux noyaux légers qui s'unissent, c'est une fusion, même si un neutron est libéré.

Unités. Dans

n = \frac{t}{t_{1 / 2}}

, les deux durées doivent être exprimées dans la même unité (jours avec jours, années avec années).

En bref

Hydrogène et hélium : nucléosynthèse primordiale ; éléments jusqu'au fer : fusion au cœur des étoiles ; éléments plus lourds : captures de neutrons dans des étoiles géantes ou lors d'événements violents (explosions d'étoiles, fusions d'étoiles à neutrons), d'où viennent l'or et l'uranium.
Univers : H, He ; Terre : O, Fe, Si, Mg ; vivant : C, H, O, N. Mêmes éléments, proportions différentes (préciser « en masse » ou « en nombre d'atomes »).
Fusion : deux noyaux légers → un noyau plus lourd ; fission : un noyau lourd → deux noyaux plus légers ; $A$ et $Z$ se conservent.
Désintégration d'un noyau : aléatoire ; demi-vie : caractéristique du noyau, indépendante de la quantité.
Au bout de $n$ demi-vies : $N = N_{0} / 2^{n}$ ; datation au carbone 14 ( $t_{1 / 2} = 5 730$ ans) jusqu'à environ 50 000 ans.

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