Fusion nucléaire

Cet article est à compléter. Il concerne les sciences.
Améliore-le ! (Aide)
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.

La fusion nucléaire (on l'appelle aussi fusion thermonucléaire) est un phénomène par lequel deux noyaux atomiques s’assemblent pour former un noyau plus lourd. Il faut pour cela que les deux noyaux se rapprochent suffisamment au point de « se mélanger ». Ces deux noyaux étant tous deux chargés positivement, ils ont en général tendance à s'éloigner l'un de l'autre. Mais une température suffisamment élevée (de l'ordre de plus plusieurs dizaines de millions de degrés) peut entraîner la fusion nucléaire.

La réaction inverse (qui transforme un noyau lourd en deux plus légers) s'appelle la fission nucléaire.

Exemple

Deux noyaux de deutérium (composé d'un proton et d'un neutron) peuvent donner un noyau d'hélium 3 et un neutron. On note cette réaction ainsi :

2D + 2D → 3He + n0

Fusions nucléaires au cœur des étoiles

Le processus de fusion nucléaire le plus courant dans la nature est celui qui se produit au cœur des étoiles. La température extrême qui y règne entraîne des réactions de fusion nucléaire en chaîne. Le résultat d'une première série de fusions transforme des groupes de quatre noyaux d'hydrogène (c'est-à-dire de quatre protons) en noyaux d'hélium 4. Puis, si l'étoile est assez grosse, l'hélium fusionne à son tour en éléments plus lourds, et ainsi de suite.

Il existe cependant un moment où le poids de l’étoile ne sera plus assez important pour démarrer un nouveau type de fusion nucléaire, et donc la transformation des différents éléments.

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 matériau dans un autre, elle se contracte, ce qui augmente sa température. A partir de 1,5 fois la masse du soleil, l'étoile en se contractant, atteint la température de 100 million de degrés qui est nécessaire pour que l'hélium se transforme en béryllium, carbone et 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 s'amorceront.

Lorsque le dernier cycle de fusion possible s’arrête, l’étoile meurt. Jusqu'à 7 fois la masse du soleil, l'étoile termine sa vie en naine blanche.

Les étoiles encore plus grosses auront réussi à produire du fer. Si l'étoile est suffisamment grosse, en s'effondrant une nouvelle fois sur elle même, elle va transformer le fer en d'autres matériaux dont les atomes sont encore plus gros. Mais cette fois-ci, ces transformation consomment de l'énergie au lieu d'en libérer. Selon sa masse, l'étoile explose alors en supernova en envoyant très loin dans l'espace les matériaux qu'elle a fabriqué ou au contraire se contracte sur elle même pour devenir une étoile à neutron ou un trou noir.

La fusion contrôlée

À ce jour, il n'est pas possible de contrôler une réaction de fusion nucléaire comme peut l'être une réaction de fission. Il est en effet très difficile de reproduire sur terre des à la fois la température et la pression qui existe au milieu des étoiles. On a réussi à amorcer une réaction de fusion du tritium en faisant exploser une bombe atomique fonctionnant grâce à la fusion de l'uranium ou du plutonium. L'énergie libérée par la fusion de l'hydrogène augment alors la puissance de la bombe. C'est le principe de la bombe H. La difficulté consiste à amorcer sur terre une réaction de fusion nucléaire sans rien faire exploser.

Pourtant, la recherche avance afin de confiner les particules. Grâce à des champs magnétiques assez puissants, les atomes de deutérium ne s’échapperaient pas.

Le projet ITER (International Thermonuclear Experience Reactor ou Réacteur Thermonucléaire expérimental international), situé à Cadarache dans les Bouches-du-Rhône est une vaste coopération internationale qui consiste à construire un réacteur de fusion nucléaire pour étudier la possibilité de produire de l'énergie qu'on transformerait en électricité à partir de cette réaction. Les obstacles sont cependant très nombreux et on ne sait pas quand pourront ouvrir les premières centrales à fusion.

Pourtant, une centrale nucléaire à fusion présenterait de nombreux avantages par rapport aux centrale nucléaires actuelles. En effet, le combustible, le deutérium, se trouve en grande quantité dans les océans, environ 33 grammes par m3 d'eau. La réaction ne produit pas de déchets radioactifs mais seulement de l'hélium. La réaction est sûre, car il suffit d'arrêter la source de chaleur pour que la réaction s'arrête rapidement.

Toutefois, pour encore au moins quelques dizaines d'années, les économies d'énergie et l'utilisation des énergies renouvelables restent une solution pour disposer d'énergie à moindre coût.

Portail de la physique   Accédez aux articles de Vikidia concernant la physique.
Portail de l'astronomie   Accédez aux articles de Vikidia concernant l'astronomie.
This article is issued from Vikidia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.