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Fusion nucléaire

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La chaîne de fusion nucléaire transformant quatre protons en un noyau d'hélium prédomine dans les étoiles d’une taille similaire ou inférieure à celle du Soleil.

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.

Aussi, il ne faut pas confondre la fusion nucléaire à la fission nucléaire qui est la réaction inverse (qui transforme un noyau lourd 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. 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 l’étoile 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 lourde, et plus elle contient d'atomes qu'elle peut fusionner en son cœur. Ainsi, une étoile de la taille du soleil ou plus petite s'arrêtera après avoir transformé son hydrogène en hélium.

A 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.

La fusion contrôlée[modifier | modifier le wikicode]

La 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.

Depuis les années 1960, des chercheurs ont réussi à obtenir des réactions de fusion nucléaire 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. Des projets scientifiques de recherche et d'expérimentation, tels que le projet ITER, ont pour objectif d'apprendre à maîtriser cette source d'énergie

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] 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.

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. 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 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]

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.


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