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Barrière coulombienne
En physique nucléaire, les réactions de radioactivité α, aussi bien que les réactions de fusion menant à la nucléosynthèse, font intervenir des noyaux qui sont chargés positivement. En plus de l'interaction forte le phénomène fait donc intervenir la force de répulsion électrostatique entre les deux noyaux.
Dans une description à l'aide des niveaux d'énergie cette répulsion se présente comme une barrière, la barrière coulombienne, en référence à la loi de Coulomb, qui doit être vaincue d'une façon ou d'une autre pour la réalisation de la réaction.
En ce qui concerne la radioactivité α, la particule α éjectée par le noyau père a très généralement une énergie cinétique de quelques MeV, bien inférieure à l'énergie potentielle au sommet de la barrière pour les distances de quelques fermis (distance correspondant à la somme des rayons de la particule et du noyau cible). La traversée de la particule α, virtuelle à l'intérieur du noyau, vers l'extérieur, où elle deviendra réelle, se fait donc par effet tunnel.
Pour la nucléosynthèse, l'état initial est constitué de deux noyaux dont la rencontre doit mener à une fusion, donnant un noyau de numéro atomique plus élevé. La barrière coulombienne étant d'autant plus grande que les noyaux sont de numéros atomiques importants, les énergies cinétiques à fournir aux noyaux d'entrée deviennent énormes, afin de permettre aux noyaux de se rapprocher suffisamment, jusqu'à la portée de l'interaction forte. Dans le cœur des étoiles, ces énergies cinétiques sont tout simplement l'expression de température ambiante, supérieure au moins à 107 K.
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