Fusion nucléaire
La fusion associe des noyaux légers pour former des produits plus lourds. Elle peut libérer beaucoup d’énergie, mais deux noyaux chargés positivement se repoussent électriquement : obtenir un taux de réaction utile exige donc température, densité et confinement adaptés.
La barrière coulombienne s’oppose au rapprochement
À grande distance, la répulsion électrostatique domine. L’interaction nucléaire attractive n’agit fortement qu’à très courte portée. Les noyaux doivent donc atteindre une très petite séparation pour pouvoir se lier.
Une température élevée augmente la vitesse moyenne et alimente la partie énergétique de la distribution des particules. L’effet tunnel quantique augmente encore la probabilité qu’une collision mène à une réaction.
Une réaction de référence : deutérium + tritium
2H + 3H → 4He + n + 17,6 MeV
Cette réaction est souvent étudiée car sa probabilité devient relativement élevée à des températures accessibles aux plasmas de fusion expérimentaux. L’énergie est principalement partagée entre le noyau d’hélium et le neutron.
Le neutron, électriquement neutre, quitte facilement le plasma ; le noyau d’hélium chargé peut au contraire déposer son énergie dans le plasma et contribuer à son chauffage.
Température, densité et temps de confinement vont ensemble
Chauffer ne suffit pas. Si le plasma est trop peu dense ou s’échappe trop vite, les collisions utiles restent trop rares. Les critères de performance combinent donc densité, température et temps de confinement.
Le confinement magnétique cherche à guider un plasma chargé pendant un temps suffisant. Le confinement inertiel comprime au contraire une petite cible très rapidement afin d’obtenir brièvement des densités extrêmement élevées.
L’énergie vient d’un état final plus fortement lié
Pour les noyaux légers, progresser vers la région où l’énergie de liaison par nucléon est plus élevée peut diminuer la masse totale au repos. La différence apparaît sous d’autres formes d’énergie selon E = mc².
La fusion des noyaux plus lourds n’est donc pas automatiquement exoénergétique : la tendance dépend de la position des noyaux sur la courbe d’énergie de liaison.
Étoiles et plasmas de laboratoire : deux situations différentes
Dans les étoiles, la gravitation fournit un confinement immense et durable à des densités et températures caractéristiques de leur intérieur. Les chaînes de réactions peuvent être lentes à l’échelle d’un noyau tout en alimentant l’étoile sur des milliards d’années.
Sur Terre, on cherche des conditions beaucoup plus compactes et contrôlées. Les réactions, géométries et mécanismes de confinement ne sont donc pas de simples copies de l’intérieur solaire.
Exercices résolus
1. Bilan des nucléons
Dans la réaction D–T, combien de nucléons trouve-t-on avant et après ?
Solution
Avant : 2 + 3 = 5 nucléons. Après : 4 dans l’hélium et 1 neutron, soit également 5.
2. Pourquoi chauffer ?
Pourquoi une température élevée favorise-t-elle la fusion ?
Solution
Elle augmente les énergies de collision et donc la probabilité que deux noyaux s’approchent assez pour que l’effet tunnel et l’interaction nucléaire permettent la réaction.
3. Origine de 17,6 MeV
Cette énergie est-elle créée à partir de rien ?
Solution
Non. La masse au repos totale des produits est plus faible : la différence d’énergie de masse apparaît principalement comme énergie cinétique.