Fusion nucléaire

La fusion est la source d’énergie du Soleil et de toutes les étoiles de l’Univers. Dans la fusion nucléaire, les noyaux (protons et neutrons) de deux atomes s’assemblent pour former un noyau plus lourd. Vous vous rappelez sans doute que dans le cas de la fission, le noyau d’un atome se divise pour former deux nucléides plus légers.

Pour que la fusion nucléaire se produise, il faut rapprocher les noyaux de sorte que la force nucléaire d’attraction entre les protons et les neutrons l’emporte sur la force électrique de répulsion des protons. Comme l’interaction nucléaire s’exerce uniquement sur de courtes distances, elle exige une énorme quantité d’énergie. C’est pourquoi la fusion se produit le plus souvent dans des environnements de haute température, où les particules sont près les unes des autres et se déplacent rapidement. La fusion des petits atomes, par exemple, ceux d’hydrogène et d’hélium, libère une énergie excédentaire. De façon générale, les gros atomes (de taille supérieure à celle du fer) ne fusionnent pas, car ils sont moins stables que le fer.

Dans l’animation, la fusion du deutérium (hydrogène 2) et du tritium (hydrogène 3) donne de l’hélium et un neutron qui est éjecté de l’atome à grande vitesse. L’énergie libérée dans cette réaction est répartie entre l’atome d’hélium et le neutron sous forme d’énergie cinétique. Dans une étoile, la fusion se produit parce que sa gravité colossale crée une pression si intense que les éléments légers comme l’hydrogène fusionnent pour former le deutérium. Dans ce processus, un positron et un neutrino sont libérés (en raison de la conversion d’un proton en neutron). Une fusion peut aussi survenir à des températures extrêmes, comme celles qui existent dans les étoiles.

Toute la vie sur Terre est tributaire de la fusion nucléaire. C’est la source d’énergie qui réchauffe notre planète et nous fournit la lumière. Ici sur Terre, les scientifiques sont parvenus à produire uniquement des réactions de fusion qui durent quelques secondes. Toutefois, l’utilisation de la fusion nucléaire comme source d’énergie fait l’objet de recherches un peu partout dans le monde. Si ces travaux portent fruit, la fusion nucléaire pourrait assurer un approvisionnement illimité en énergie propre.

Fusion dans le Soleil

Au cœur du Soleil, la gravité attire toute la masse vers l’intérieur, créant ainsi une pression si intense que les atomes d’hydrogène s’assemblent dans des réactions de fusion nucléaire. Deux atomes d’hydrogène se combinent pour former en plusieurs étapes de l’hélium 4 et de l’énergie :

  • Deux protons se combinent pour former un atome de deutérium (atome d’hydrogène comportant un neutron), un positron (particule similaire à un électron, mais de charge positive) et un neutrino.
  • Un proton et un atome de deutérium se combinent pour former de l’hélium 3 (deux protons et un neutron) avec émission de rayonnement gamma.
  • Deux atomes d’hélium 3 se combinent pour former de l’hélium 4 (deux protons et deux neutrons) et deux protons.

Ces réactions produisent 85 % de l’énergie solaire. Les 15 % restants proviennent des réactions suivantes :

  • Un atome d’hélium 3 et un atome d’hélium 4 se combinent pour former du béryllium 7 (quatre protons et trois neutrons) avec émission de rayonnement gamma.
  • Un atome de béryllium 7 capture un électron pour former du lithium 7 (trois protons et quatre neutrons) et un neutrino.
  • Un atome de lithium 7 et un proton se combinent pour former deux atomes d’hélium 4.
  • Comme les atomes d’hélium 4 possèdent une masse inférieure à celle des quatre atomes d’hydrogène à l’origine du processus, la différence de masse est convertie en énergie conformément à la théorie de la relativité d’Einstein (e=mc2).

L’énergie est émise sous différentes formes de rayonnement électromagnétique (ultraviolet, rayons X, visible, infrarouge, micro-ondes, ondes radioélectriques). Le Soleil émet aussi des particules très énergétiques (neutrinos et protons) qui créent le vent solaire. En bombardant la Terre, cette énergie réchauffe la planète, influe sur les régimes climatiques et fournit l’énergie nécessaire à la vie. L’atmosphère terrestre nous protège contre la plupart des rayonnements et le vent solaire.

Bref historique de la fusion nucléaire

En 1905, Albert Einstein publie sa célèbre équation e=mc2 – l’énergie est égale à la masse multipliée par la vitesse de la lumière au carré. En s’appuyant sur les travaux de Francis W. Aston et de Jean Baptiste Perrin, Arthur Eddington émet en 1920 l’hypothèse que le Soleil pourrait libérer de l’énergie en convertissant le noyau d’hydrogène en noyau d’hélium.

Il est extrêmement difficile de reproduire sur Terre la fusion nucléaire. La première réaction de fusion artificielle se produit lorsque la bombe à hydrogène est mise à l’essai en novembre 1952. Depuis les années 1950, les physiciens et les ingénieurs tentent (en utilisant des techniques variées) de construire des réacteurs à fusion dans le but de produire de l’électricité. S’ils y parviennent, le monde bénéficiera d’une source d’énergie inépuisable, mais les difficultés techniques à surmonter sont énormes. En utilisant la fusion nucléaire comme source d’énergie, les scientifiques se trouvent à recréer sur Terre une version miniature du Soleil.

tokamak
Vue intérieure du tokamak JET avec surimposition de l’image du plasma prise au moyen d’une caméra vidéo dans le spectre visible.

Jusqu’à présent, la technologie la plus prometteuse est celle du tokamak qui a été proposé en 1951 par Andrei Sakharov et Igor Y. Tamm. Le premier tokamak ayant permis de provoquer une fusion nucléaire a été construit et testé en Russie à la fin des années 1960. Le tokamak produit un plasma chaud, le quatrième état de la matière, et utilise de puissants champs magnétiques pour confiner la réaction de fusion.

À l’heure actuelle, les réactions de fusion créées grâce aux tokamaks ne durent que quelques secondes. Toutefois, l’un des projets scientifiques les plus ambitieux de l’histoire de l’humanité est en cours à Cadarache, en France. Le grand projet de recherche sur la fusion ITER (réacteur thermonucléaire expérimental international) auquel participent plusieurs pays du monde pourrait un jour parvenir à produire 500 mégawatts d’énergie à partir de seulement 0,5 gramme de matière.

Source :

Craig Freudenrich. « How the Sun Works », 17 octobre 2000, http://science.howstuffworks.com/sun.htm, consulté le 14 avril 2008.