Concept
Processus p
Concepts associés (4)
Limite de stabilité
droite|vignette|388x388px|Carte des nucléides du carbone au fluor. Modes de décroissance : En physique nucléaire, les frontières pour la stabilité des noyaux sont appelées limites de stabilité ou drip lines. Les noyaux atomiques contiennent à la fois des protons et des neutrons - le nombre de proton définit l'identité d'un élément (par exemple, le carbone a toujours 6 protons), mais le nombre de neutrons peut varier (le carbone 13 et le carbone 14 sont par exemple deux isotopes du carbone).
Isotope
thumb|upright=1.2|Quelques isotopes de l'oxygène, de l'azote et du carbone. On appelle isotopes (d'un certain élément chimique) les nucléides partageant le même nombre de protons (caractéristique de cet élément), mais ayant un nombre de neutrons différent. Autrement dit, si l'on considère deux nucléides dont les nombres de protons sont Z et Z, et les nombres de neutrons N et N, ces nucléides sont dits isotopes si Z = Z et N ≠ N.
Nucléosynthèse stellaire
La 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.
Nucléosynthèse
La 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.