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Fusion nucléaire
En sciences physiques, la fusion nucléaire (on l'appelle aussi fusion thermonucléaire) est un assemblage de deux noyaux atomiques légers qui en forment un plus lourd. L'élément formé a donc un nombre de masse supérieure à celui des réactifs. Cette réaction libère une grande quantité d'énergie et modifie la composition du noyau.
Elle fournit l'énergie du Soleil.
Aussi, il ne faut pas confondre la fusion nucléaire à la fission nucléaire qui est la réaction inverse (qui transforme ou fissionne, coupe en morceaux, un noyau trop lourd, comme l'uranium, en deux plus légers).
Exemple[modifier | modifier le wikicode]
Deux noyaux de deutérium (composé d'un proton et d'un neutron) peuvent donner un noyau d'hélium et un neutron. On note cette réaction ainsi :
2D + 2D → 3He + n0
Fusions nucléaires au cœur des étoiles[modifier | modifier le wikicode]
À l'état naturel, la fusion est l'un des phénomènes qui se produit au cœur des étoiles et qui fournit par combinaison des noyaux protons de hydrogène l'énergie des étoiles, comme pour le Soleil qui nous éclaire pendant des milliards d'années.
La température extrême qui y règne entraîne de nombreuses réactions de fusion nucléaire. Le résultat d'une première série de fusions transforme des noyaux d'hydrogène en noyaux d'hélium. Si l'étoile est assez grosse, les noyaux d'atomes d'hélium fusionnent à leur tour en éléments plus lourds, et ainsi de suite.
Il existe cependant un moment où la masse de 1H en réserve de l’étoile sera presque épuisée et ne sera plus assez importante pour démarrer un nouveau type de fusion nucléaire, et donc la transformation des différents éléments. Cela dépend en grande partie de la masse et de la taille de l'étoile au début de sa vie.
Plus une étoile est massive, plus elle contient d'atomes (normal), mais plus son activité thermonucléaire est intense, et sa vie brève. Ainsi, le Soleil vivra environ 10 milliards d'années, des étoiles moins massives des dizaines, des centaines voire des milliers de milliards d'années, et inversement des étoiles massives comme Bételgeuse (15-20 fois la masse du Soleil) sont déjà à la fin de leur vie alors qu'elles ont moins d'une dizaine de millions d'années.
À chaque fois qu'une étoile a fini de fusionner un type d'atome, elle se contracte, ce qui augmente sa température. En se contractant, une étoile qui fait 1,5 fois la masse du soleil atteindra une température de 100 millions de degrés. A cette température, le noyau d'hélium fusionne avec d'autres noyaux (hélium, hydrogène, etc...) et peut se transformer en béryllium, carbone ou oxygène. Ensuite, si l'étoile est suffisamment grosse, elle pourra atteindre le milliard de degrés en se contractant de nouveau et d'autres réactions de fusion nucléaire commenceront.
La mort d’une étoile survient lorsqu’il n’y a plus de fusion possible au cœur de l’étoile. La majorité des étoiles refroidissent alors tranquillement jusqu’à devenir ce que l’on appelle des naines blanches.
Mais ce n’est pas le cas des étoiles massives, dont la masse dépasse d’au moins huit fois celle de notre Soleil ! Celles-ci finissent leur vie en explosant violemment, un phénomène cosmique baptisé supernova, très très énergétique, la pire catastrophe possible, laissant des étoiles à neutrons très denses ou des trous noirs.
La fusion contrôlée[modifier | modifier le wikicode]
La possibilité de fusion nucléaire a été découverte au début du XXème siècle, plus précisément en 1920 par l’anglais Arthur Eddington lorsqu’il suggéra que l’énergie des étoiles est provoqué par l’assemblage de noyaux d'hydrogène en noyaux d’hélium. En 1934, c’est Ernest Rutherford qui réalisa la première réaction de fusion en laboratoire qui fut une grande avancée, sur très peu d'atomes.
EN 1952 la fusion très non contrôlée, facile, a été réalisée dans la bombe atomique à hydrogène.
Depuis les années 1960, des chercheurs ont réussi à obtenir des réactions de fusion nucléaire sur de très courtes durées, mais ce phénomène n'est pas encore contrôlé.
Il est en effet très difficile de reproduire sur terre à la fois la température et la pression qui existent au milieu des étoiles de façon contrôlée sans explosion de type bombe atomique qui détruisent tout, qui elle est assez facile.
Des projets scientifiques de recherche et d'expérimentation, tels que le projet ITER, ont pour objectif d'apprendre à maîtriser cette source d'énergie.
La difficulté est d'isoler le plasma avec les réactions nucléaires à des millions de degrés sur des petits volumes.
De plus il faut que la réaction donne plus d'énergie que l'énergie utilisée pour la démarrer, ceci sans exploser en bombe atomique, donc extrêmement difficile, voire presque impossible, vu les instabilités inévitables à contrôler.
Les atomes utilisés pour produire une réaction de fusion nucléaire sont deux isotopes d'hydrogène : le deutérium et le tritium. L'expérimentation s'effectue dans un réacteur qui se nomme le tokamak.1 Un champ magnétique fort en boucle canalise le plasma à des millions de degrés pour l'isoler des parois.
Cette machine expérimentale doit permettre de produire une énergie qu'on transformerait en électricité à partir de cette réaction de fusion nucléaire.
Avantages et attentes[modifier | modifier le wikicode]
Alors que la demande en énergie ne cesse d'augmenter proportionnellement à la population et que les énergies fossiles vont finir par s'épuiser, l'humanité doit trouver un moyen de produire de l'énergie sans émettre des gaz à effet de serre (exemple: CO2, méthane,...) afin de ne pas amplifier le réchauffement climatique déjà en cours, bien avant épuisement des énergies fossiles accumulées sur plus de 300 millions d'années par la vie sur Terre.
La fusion nucléaire apparaît comme une source d'énergie alternative qui n'émet pas de CO2 (la seule émission diffusée est celle de l'Hélium, un gaz stable et non toxique) et qui produit très peu de déchets radioactifs ( néanmoins il y en aura ). En effet, les deux éléments utilisés sont le Deutérium et le tritium. Les ressources du Deutérium sont quasiment inépuisables et il n'est pas radioactif. Le Tritium est radioactif mais la désintégration de ses noyaux radioactifs n'est pas très longue comparées à d'autres éléments chimiques radioactifs.
La fusion nucléaire présente également l'intérêt en capacité de produire une énergie très abondante, en quantité bien supérieure aux autres réactions (fission nucléaire, combustion d'une énergie fossile) afin de satisfaire les besoins en énergie de l'humanité sans polluer la planète. La solution de la fusion nucléaire est au centre des débats sur la "transition énergétique" compte tenu de la croissance de la croissance démographique, de l'augmentation de l'urbanisation et de l'extension du réseau électrique dans les pays en développement, la demande en énergie aura triplé.
Enfin, la fusion nucléaire ne présente aucun danger d'emballement nucléaire comme celle de Fukushima ou de Tchernobyl. Le moindre incident entraîne automatiquement l'arrêt de la réaction.2, ce qui est vrai aussi pour les réacteurs nucléaires bien contrôlés on arrête automatiquement, sauf erreurs graves qui ont perdu tout contrôle, même en croyant arrêter comme à Tchernobyl, en appuyant sur le bouton arrêt.
La fusion nucléaire a aussi le risque d'emballement en bombe atomique qui n'est pas totalement éliminé si elle parvient à contrôler en continu les instabilités du plasma à des millions de degrés à quelques mètres des parois froides du réacteur de fission.
Comme pour le nucléaire, on a tendance à trop sous estimer les risques. Le risque d'un Tchernobyl jugé avant à une chance sur un milliard est passé après 1986 à un par siècle en France.
Les limites[modifier | modifier le wikicode]
Cette technologie de production d'énergie est très coûteuse et sa rentabilité n'est pas encore assurée. Le projet ITER est le deuxième projet scientifique le plus cher au monde après la station spatiale internationale. Il faudra encore 20 ans pour savoir si le procédé est commercialement rentable, ce qui suscite des débats parmi la communauté scientifique et civile. Certains pensent que le prix, aujourd'hui plus élevé que la production d'énergie par fission nucléaire, ne baissera pas.3
Le défis physiques des prochaines décennies sont multiples :
- Les scientifiques doivent trouver comment stabiliser le plasma à de très hautes températures pendant plus de quelques secondes.
- De plus, on ne sait pas encore fabriquer des matériaux pouvant résister assez longtemps au rayonnement et au flux de neutrons libérés au cours de ces réactions.
- Enfin, l'un des combustibles utilisés pour la réaction de fusion nucléaire au sein du Tokamak est le tritium. Celui-ci étant peu présent à l'état naturel, il faudra trouver des solutions pour produire du tritium en grande quantité.
Les obstacles sont très nombreux et on ne sait pas quand pourront ouvrir les premières centrales à fusion.
Références[modifier | modifier le wikicode]
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