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La fusion nucléaire, source d'énergie

Dossier - Iter : la fusion nucléaire par confinement magnétique
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L'humanité est confrontée à un défi grandissant : celui de la demande énergétique. Jusqu'à présent, la majorité de notre énergie est produite à partir de réserves fossiles : charbon, pétrole, gaz. Tôt ou tard, ces réserves viendront à disparaître. Il est donc nécessaire de recourir à des sources d'énergies non-fossiles.

  
DossiersIter : la fusion nucléaire par confinement magnétique
 
Boule de plasma. © Puttinan Inchan, Shutterstock

1 -  Les réactions nucléaires : Fusion, fission

Une réaction nucléaire est une transformation d'un (ou de plusieurs) noyaux atomiques. Il existe deux types de réactions nucléairesla fusion et la fission.

Illustration de la différence entre la fission et la fusion nucléaire

La fission consiste à diviser un noyau lourd en plusieurs noyaux plus légers. Au contraire, la fusion consiste à créer un noyau plus lourd à partir de plusieurs noyaux légers.

Un noyau atomique est composé de nucléons, c'est-à-dire des neutrons et des protons. Le nombre de nucléons par noyau est généralement noté A et appelé « nombre de masse ». La masse d'un noyau est toujours inférieure à la somme des masses des nucléons qui le constitue. La différence correspond à l'énergie qui retient les nucléons ensemble et est appelée « énergie de liaison »  EB.

Courbe d'Aston : Inverse de l'énergie de liaison par nucléon des noyaux en fonction du nombre de nucléons. L'énergie de liaison par nucléon représente l'énergie qu'il faut dépenser en moyenne pour arracher un nucléon d'un noyau. Cette valeur est représentative de la stabilité d'un noyau : les noyaux les plus stables correspondent à la région où la courbe est minimale.

Si l'on veut créer un noyau à partir de ses constituants libres, il faut d'abord fournir un travail pour lutter contre les forces de répulsion électrostatiques entre protons, puis on récupère de l'énergie en s'opposant aux forces attractives de l'interaction forteLe gain d'énergie dans cette opération est égal à EB. Une réaction nucléaire faisant passer d'un système de noyaux à un autre où l'énergie moyenne par nucléon est plus faible est donc exoénergique. Si l'on trace le rapport EB/A  (énergie de liaison par nucléon) en fonction de A (nombre de nucléons), on obtient la courbe d'Aston (ci-dessus). Cette courbe illustre en particulier que les réactions nucléaires exoénergétiques sont des réactions de fusion de noyaux légers en noyaux plus lourds ou de fission des noyaux lourds en noyaux plus légers.

2 - Des conditions extrêmes

Le démarrage d'une réaction de fission thermonucléaire typique nécessite qu'un noyau fissile (comme l'uranium 235) absorbe un neutron, une particule élémentaire qui n'a pas de charge électrique. La réaction de fission produite engendre de nouveaux neutrons, qui peuvent à leur tour casser d'autres noyaux fissibles : c'est la réaction en chaîne.

La fusion, quant à elle, fait intervenir deux noyaux, c'est-à-dire deux particules de même charge électrique qui se repoussent. Pour faire fusionner deux noyaux, il est nécessaire de les confiner suffisamment l'un de l'autre. Pour cela, il faut leur apporter suffisamment d'énergie afin qu'ils puissent franchir leur répulsion mutuelle. Une fois cette barrière électrostatique franchie, les forces nucléaires qui existent au voisinage du noyau sont capables de vaincre la répulsion électrostatique.

Le passage de cette barrière peut être quantifié de manière probabiliste à partir de la notion de taux  de réaction R (définie comme la moyenne sur toutes les vitesses du produit de la section efficace et de la vitesse relative entre particules). Le taux de réaction de quelques réactions de fusion est représenté sur la Figure ci-dessous. Comme on peut le constater sur la figure, la réaction la plus probable, la réaction Deuterium-Tritium (D-T), nécessite  au moins une énergie de quelques kilo-électronvolts (keV), correspondant à des températures supérieures à 100 millions de degrés. A ces températures, la matière est sous forme de plasma.

Taux de réaction de quelques réactions de fusion nucléaires. © Wikimedia Commons

Lorsque des noyaux légers fusionnent, le noyau résultant est dans un état instable. Il revient à un état stable d'énergie plus faible, en éjectant une ou plusieurs particules (par exemple un neutron). L'excédent d'énergie se répartit entre le noyau et les particules émises, sous forme d'énergie cinétique.

Pour que le rendement énergétique de la fusion soit rentable, l'énergie produite doit être supérieure à l'énergie consommée pour générer (puis entretenir) la réaction. Dans un réacteur producteur d'électricité, l'énergie dégagée par les réactions de fusion est destinée à chauffer un caloporteur et entraîner des alternateurs.

3 -  Le plasma, « 4ième état de la matière »

À très haute température, sous l'effet de l'agitation thermique, les atomes se dissocient et s'ionisent. Les électrons sont arrachés du noyau : les atomes ne sont alors plus neutres. On obtient alors une « soupe » de particules chargées électriquement, négativement pour les électrons et positivement pour les ions. On appelle plasma cet état de la matière2 .

L'état de plasma est considéré comme le « quatrième état » de la matière, les trois autres étant  l'état liquide, solide ou gazeux. L'état de plasma, qui à première vue ne nous est pas familier, représente pourtant plus de 99% de la matière observable dans l'univers. Nous côtoyons des  plasmas tous les jours : cœur des flammes, étincelles, lampes à néon, éclairs, etc... Les technologies à base de plasmas sont utilisées dans de nombreux domaines : micro-électronique, sidérurgie, aéronautique, TV, etc...

Illustration 6: Exemples de différents plasmas en fonction de leur température par rapport à leur densité. Source : Wikimedia Commons

4 -  La fusion, l'énergie des étoiles

L'exemple le plus visible de plasma est au-dessus de nos têtes : le soleil. La fusion nucléaire est au cœur des processus créateurs d'énergie à l'intérieur des étoiles de l'univers, comme le soleil. C'est au scientifique Hans Bethe (prix Nobel 1939) que l'on doit les premières identifications des réactions nucléaires se produisant au cœur des étoiles. Au sein d'une étoile comme le soleil, la longue chaîne de réactions thermonucléaires est amorcée par la fusion de deux noyaux d'hydrogènes  (1H) en un noyau de deuterium, un isotope de l'hydrogène possédant un neutron (2H).

Toutefois, ce processus est hautement improbable et seules l'extrême masse des étoiles et la force de gravité que cette masse induit, permettent d'atteindre les conditions physiques requises pour amorcer les réactions de fusion. Grâce à la densité d'hydrogène colossale et à la durée de confinement du gaz au sein de l'étoile, les réactions sont entretenues pendant plusieurs milliards d'années. Dans une étoile, la tendance du plasma à se disperser est contrebalancée par la force gravitationnelle. Sur Terre, ces conditions extrêmes ne sont bien sûr pas réunies et d'autres voies sont étudiées pour reproduire ces réactions.

2 - On doit ce nom à Irving Langmuir en 1927 (prix Nobel de Chimie, 1932) http://www.jet.efda.org/pages/multimedia/yop/mar05.html.