Les réactions nucléaires sont des transformations de noyaux atomiques et/ou de nucléons. Lors d'une telle réaction, des noyaux et des nucléons interagissent pour donner d'autres noyaux/nucléons. Par exemple, un noyau peut se transformer en un ou plusieurs autres noyaux. Les désintégrations radioactives sont formellement des réactions radioactives, qui font passer un nucléide vers un autre. Mais il existe d'autres formes de réactions entre noyaux dont nous n'avons pas parlé dans le chapitre précédent. Elles portent les doux noms de fission et de fusion nucléaire. On peut aussi rajouter les réactions de diffusion nucléaire, que nous verrons dans le chapitre suivant.
Le mécanisme derrière ces réactions nucléaires est lié à l'énergie de liaison. Rappelons que l'énergie de liaison par nucléon dépend du noyau : les noyaux légers accusent un manque d'énergie de liaison, de même que les noyaux trop lourds. Un minimum d'énergie est obtenu pour le Fer-56, qui est l’élément le plus stable de tous. Les différents noyaux, moins stables que le Fer, vont alors tenter de gagner ou de perdre des nucléons pour s'en rapprocher. Si les noyaux légers se rapprochent du Fer-56 en gagnant des nucléons, ce qui est possible en fusionnant avec d'autres noyaux légers (phénomène de fusion nucléaire). Par contre, les noyaux lourds s'en rapprochent en perdant des nucléons, que ce soit par désintégration alpha, par émission nucléaire ou par fission nucléaire.
À noter que la quasi-totalité des réactions nucléaires peuvent avoir lieu spontanément, sans intervention extérieure. On les appelle alors des réactions nucléaires spontanées. Comme pour la radioactivité, les réactions spontanées ne sont pas prévisibles et ont lieu plus ou moins aléatoirement. Tout au plus, on peut supposer que des processus interne au noyau causent sa scission ou l'émission de nucléons. Mais il est aussi possible d'induire des réactions nucléaires, en bombardant un noyau avec des nucléons. Le nucléon impacteur peut interagir avec le noyau et causer sa perte, mais il peut aussi simplement rebondir dessus. Les réactions de rebond sont appelées des réactions de diffusion nucléaire. Dans les autres cas, le nucléon impacteur peut faire fissionner le noyau ou fusionner avec lui : il peut être absorbé par le noyau, par exemple. Ces réactions de fission ou fusion suite à impact sont de véritables réactions nucléaires dignes de ce nom et sont appelées des réactions nucléaires induites, sous entendu : induites par l'impact/absorption du nucléon.
La fission nucléaire.
Il arrive que le noyau se scinde en plusieurs noyaux distincts : on parle alors de fission nucléaire. Ce processus n'arrive que pour des noyaux instables très lourds, qui profitent de la fission pour réduire leur énergie de liaison (et donc leur nombre de nucléons). Rappelons que l'énergie de liaison varie avec le nombre de nucléons, avec un minimum localisé au niveau du Fer-56. Pour les noyaux plus lourds que le Fer-56, l'énergie de liaison augmente avec le nombre de masse A. Les noyaux sont de plus en plus instables quand le nombre de nucléons augmente. Dans ces conditions, au lieu d'avoir un noyau avec beaucoup de nucléons, mieux vaut avoir deux noyaux avec moins de nucléons chacun. C'est ce qui est responsable du processus de fission nucléaire. À noter que la radioactivité alpha a la même raison : éliminer un excès de nucléons par rapport au Fer-56. La différence est que la fission se produit essentiellement pour des noyaux beaucoup plus lourds, qui ont beaucoup d'énergie à perdre. De simples désintégrations alpha ne permettraient pas de se rapprocher suffisamment rapidement du Fer-56, alors que la fission le peut.
De l’ambiguïté de la notion de fission.
Petite remarque : on peut considérer l'émission d'un proton et la radioactivité alpha comme des formes particulières de fission. Une définition restreinte de la fission est que la fission doit donner naissance à deux noyaux approximativement similaires, aux nombres de masse semblables. La radioactivité alpha, où un noyau avec un A très élevé ne perd que 4 nucléons, ne rentre alors pas dans ce cadre, pas plus que l'émission d'un proton. Mais si on vise large, la fission représente tout cas où un noyau se scinde en deux autres noyaux. Cette définition plus large englobe parfaitement la radioactivité alpha et l'émission de proton : après tout, les particules alpha sont des noyaux d'Hélium-4 et les protons sont des noyaux d'hydrogène... Pour résumer, la fission au sens large regroupe :
La fission induite.
La fission induite est un cas de fission engendré par un projectile envoyé sur le noyau.
Selon la nature du projectile et le processus causant la fission, on distingue :
La fusion nucléaire.
Avec la "fusion nucléaire", plusieurs noyaux fusionnent en un seul noyau. En voici deux exemples :
Énergétique de la réaction de fusion.
La fusion ne peut se produire que dans des conditions bien précises. Il faut notamment que la force nucléaire soit suffisante pour rapprocher les deux noyaux, ce qui n'est possible que si les noyaux sont près les uns des autres. Si les noyaux sont trop éloignés, la répulsion électrique des protons va l'emporter sur la force nucléaire et les noyaux ne pourront pas s'assembler. Pour rapprocher les noyaux, on peut les projeter les uns contre les autres à une vitesse suffisante. L'énergie cinétique des noyaux atteindra alors une valeur suffisante pour compenser la répulsion électrique. Cela arrive quand la température est très élevée. Ainsi, la fusion n'a lieu efficacement qu'à des températures très élevées.
Il faut noter que le noyau final est plus stable que les deux noyaux fusionnants. En clair : son énergie est inférieure à la somme des énergies des noyaux initiaux. La raison est que l'énergie de liaison du noyau final est plus importante que celle des noyaux initiaux, d'où une légère perte. Ce surplus d'énergie est dissipé sous forme d'énergie cinétique. Pour résumer, la fusion nucléaire dégage de l'énergie, sous forme de chaleur.
Exemple : la nucléosynthèse stellaire.
Un exemple classique de fusion nucléaire est celle qui se produit à l'intérieur des étoiles. Rappelons que les étoiles sont des boules de gaz à l’intérieur desquelles se produisent des réactions nucléaires. Ce sont ces dernières qui produisent de la chaleur et de la lumière : sans elles, les étoiles ne brilleraient pas. Les processus de fusion stellaire sont assez nombreux et regroupent plusieurs réactions de fusion distinctes. Toutes ont en commun d'avoir lieu à de fortes températures, qu'on ne peut trouver qu'au centre de l'étoile, dans une portion appelée le noyau stellaire. À cet endroit, la gravité est telle que la matière est compressée à des pressions inimaginables et s'échauffe sous l'effet de la pression. Les conditions de température et de pression sont optimales pour déclencher des réactions nucléaires. Tout autour du noyau, on trouve des couches de gaz moins chaudes, mais dans lesquelles il ne se produit pas de réactions nucléaires. On distingue deux couches, dans lesquelles les processus de transfert de chaleur vers la surface sont différents : par rayonnement pour la couche radiative et par convection pour la couche convective. Au-dessus, on trouve l'atmosphère de l'étoile.
Peu après le Big-Bang, les premiers noyaux à s'être formé étaient de l'Hydrogène et de l'Hélium : environ 75% d'H et 25% d'He, avec quelques traces des autres éléments. Les premières étoiles à s'être formées étaient intégralement composées d'Hydrogène et d'Hélium, les deux éléments chimiques les plus communs dans l'univers. Les autres éléments sont apparus dans les étoiles, grâce aux réactions nucléaires que l'on trouve en leur sein. Les étoiles peuvent être vues comme de formidables réacteurs nucléaires de fusion, qui créent les éléments lourds (au-delà de H et de He) lors de leur vie. Sans étoiles, nous n'aurions jamais eu de Carbone, d'Oxygène, de Silicium, etc.
Toute étoile venant de naître est majoritairement composée d'H et de He, avec quelques pourcents d'autres éléments. Elle commence par transformer son H en He. Puis, elle va fusionner son Hélium pour donner du Carbone, qui lui-même sera transformée en Oxygène, et ainsi de suite jusqu’au Fer. L'étoile décante sous l'effet de la gravité et se stratifie progressivement par sa densité, chaque élément chimique donnant une couche à l'intérieur de l'étoile. Une fois arrivé au Fer, celui-ci ne peut plus fusionner en noyaux stables. Les réactions nucléaires s’arrêtent alors et l'étoile meurt. La section qui va suivre va expliquer comment les étoiles fabriquent ces éléments, comment chaque élément est fabriqué l'un après l'autre au cours de la vie de l'étoile.
Dans les grandes lignes, on peut distinguer plusieurs réactions nucléaires principales dans les étoiles :
Chacun a lieu dans une plage de température particulière : chaque processus ne se déclenche que si une température minimale est atteinte, sans quoi les noyaux ne peuvent fusionner. Ci-dessous, le schéma donne la température à laquelle a lieu chaque processus, ainsi que la vitesse à laquelle il génère de nouveaux noyaux.
La chaine proton-proton.
La première réaction que nous allons voir est prédominante chez les jeunes étoiles, surtout celles de faible masse. Il s'agit de la chaîne proton-proton, qui combinent plusieurs noyaux d'Hydrogène pour former de l'Hélium-4. Plutôt que d'une réaction unique, la chaîne proton-proton est une chaîne de réactions qui s’enchaînent les unes à la suite des autres. La réaction commence avec un noyau d'hydrogène, sur lequel des réactions de fusion et d'ajout de protons vont agir l'une après l'autre, augmentant ainsi son nombre de masse jusqu’à obtenir de l'Hélium-4. 
On distingue plusieurs réactions en chaîne proton-proton, qui sont au nombre de quatre. En tout, on distingue les chaînes proton-proton de type I, II, III et IV. Environ 83.30% de l'Hélium est créé par la chaîne de type I, 16.68% par celle de type II, et 0.02 % par celle de type III - la chaîne de type IV est tellement rare qu'elle est négligeable. Elles partagent toutes les deux premières étapes, qui sont identiques dans toutes les réactions en chaîne proton-proton. Lors de ces deux premières étapes, un noyau d'hydrogène subit deux réactions de capture protonique, qui donne naissance à de l'Hélium-3. Vous remarquerez que le résultat final, l'Hélium-3, contient un neutron, qui est naturellement produit par désintégration bêta. Les réactions suivantes sont des réactions de fusion, qui varient selon la chaîne considérée.
Précisons enfin que le Deutérium peut aussi être produit par une réaction nucléaire impliquant deux protons et un électron. La réaction fait intervenir une capture électronique, différente de la désintégration bêta de la chaîne proton-proton.
L'ensemble des réactions des différentes chaînes proton-proton et la réaction précédente peut se résumer grâce au graphique ci-dessous.
Le cycle CNO.
Les chaînes proton-proton ne sont pas les seules réactions qui transforment l'Hydrogène en Hélium dans les étoiles. Il faut aussi citer une autre classe de réactions, regroupées sous le nom de cycles CNO (Carbon Nitrogen Oxygen). Ces dernières impliquent des atomes de Carbone, d’Oxygène et d'Azote, qui sont consommés dans la réaction, mais sont régénérés avant la fin du cycle. En clair, ils agissent comme catalyseurs de la réaction nucléaire. En ne tenant compte que du début et du résultat final de la réaction, le cycle CNO s'écrit comme suit :
Les électrons et positrons créés par la réaction s'annihilent pour donner des rayons gamma. La réaction se simplifie donc en :
Il existe en tout quatre cycles CNO différents, appelés cycle CNO I, II, III et IV, à l'instar des chaînes proton-proton.
Le processus triple-alpha.
Le processus triple-alpha est une réaction nucléaire qui transforme trois particules alpha (noyaux d'Hélium-4 en un atome de Carbone 12.
Elle a lieu en deux étapes.
La réaction libère environ 7.275 MeV d'énergie. Elle n'a lieu que si la température est suffisamment intense, typiquement vers une centaine de millions de degrés (<formula_11 °c. Cela n'arrive qu'une fois que l'étoile a consommé la quasi-totalité de son Hydrogène en Hélium. La température chutant temporairement, suite au tarissement des réactions proton-proton, l'étoile se contracte alors. La hausse de pression qui en découle fait grimper la température du noyau stellaire, jusqu’à ce que les réactions de chaîne triple-alpha puissent démarrer. L'étoile transforme alors son Hélium en Carbone.
Les réactions alpha.
Les réactions alpha fabriquent des éléments lourds, plus lourds que le Carbone-12, par addition de particules alpha. Il s'agit formellement d'une chaîne de réactions nucléaires, chacune fusionnant une particule alpha à l'atome formé dans la réaction précédente. La chaîne de réaction commence au Carbone-12, qui est l'équivalent de trois particules alpha. Vu que chaque réaction ajoute une particule alpha, tous les atomes de la chaîne sont formés d'un multiple de particules alpha, ce qui leur vaut le nom d"'éléments alpha". Ils comprennent : l'Oxygène (O), le Néon (Ne), le Magnésium (Mg), le Silicium (Si), le Soufre (S), l'Argon (Ar), le Calcium (Ca), le Titane (Ti), le Chrome (Cr), le Fer (Fe) et le Nickel (Ni). La chaîne s’arrête au Nickel-56, qui est le plus stable des éléments de la chaîne.
Les fusions du Carbone, du Néon, de l'Oxygène et du Silicium.
Les étoiles à un âge avancé contiennent de grandes quantités de Carbone, qui peuvent fusionner en éléments plus lourds. Cela peut se faire par les réactions alpha, vues précédemment, mais aussi par un autre ensemble de réactions : les réactions de fusion du Carbone. La différence avec les réactions alpha est qu'elles n'impliquent pas de particule alpha, mais uniquement des noyaux de Carbone qui fusionnent entre eux. Deux noyaux de Carbone fusionnent entre eux et donnent un atome de Magnésium excité, qui peut se désintégrer de 5 manières différentes. Ces réactions sont les suivantes :
Le Néon subit lui aussi des réactions de fusion avec d'autres éléments. Il peut fusionner avec un noyau d'hélium ou capturer un neutron, sans compter qu'il peut être brisé suite à l'absorption d'un photon gamma (photo-fission). Les réactions de fusion du Néon sont les suivantes :
D'autres réactions sont des réactions de fusion de l'oxygène, qui font fusionner deux atomes d'Oxygène.
Enfin, nous devons terminer avec les réactions de fusion du Silicium.
À la différence des réactions précédente, il s'agit ici d'une chaîne de réactions qui se suivent les unes les autres, et qui impliquent toutes la fusion du Silicium avec une particule alpha.
Exactement comme les réactions alpha, mais qui commenceraient avec le Silicium.