Fusion nucléaire

La fusion nucléaire est la réaction par laquelle deux noyaux atomiques légers s’unissent pour former un noyau plus lourd. Les réactions entre certains noyaux légers libèrent beaucoup d’énergie lorsque les produits sont plus fortement liés ; toutes les fusions ne sont pas énergétiquement favorables. Elle fournit l’énergie du Soleil et alimente les étoiles durant leurs phases de combustion nucléaire. Des résidus stellaires peuvent ensuite rayonner sans entretenir cette fusion.

Comment fonctionne la fusion ?

Les noyaux atomiques sont chargés positivement et se repoussent. Pour fusionner, ils doivent s’approcher à une distance où l’interaction nucléaire devient importante. Le cœur du Soleil atteint environ 15 millions de kelvins ; à ces températures, l’agitation thermique et l’effet tunnel quantique permettent les réactions malgré la barrière électrique.

La chaîne proton-proton

Dans le Soleil et les étoiles de masse similaire, la réaction dominante est la chaîne proton-proton. Quatre protons (noyaux d’hydrogène) fusionnent en plusieurs étapes pour former un noyau d’hélium-4. Le noyau final est légèrement moins massif que les quatre protons de départ. Cette différence de masse est convertie en énergie selon la célèbre équation d’Einstein : E = mc². Le Soleil convertit ainsi environ 600 millions de tonnes d’hydrogène en hélium chaque seconde.

Fusion et fission : deux réactions opposées

La fission nucléaire scinde des noyaux lourds, tandis que la fusion réunit des noyaux plus légers. Des réactions de chaque famille peuvent libérer de l’énergie. Dans une installation de fusion deutérium-tritium, les neutrons peuvent rendre radioactifs les matériaux environnants : cela exige une gestion des déchets, même si leur nature diffère de celle du combustible usé de fission.

Exemple concret : le Soleil

Le Soleil brûle de l’hydrogène depuis environ 4,6 milliards d’années et continuera pendant encore 5 milliards d’années avant d’épuiser ses réserves. En son cœur, la pression est 250 milliards de fois supérieure à la pression atmosphérique terrestre. Ces conditions extrêmes maintiennent la fusion active en permanence.

Le saviez-vous ?

Les chercheurs étudient la fusion contrôlée sur Terre depuis les années 1950. ITER, en France, vise un rapport Q = 10 : 500 MW de puissance de fusion pour 50 MW de chauffage du plasma. Ce rapport ne compare pas la production électrique à toute la consommation du site. ITER ne doit pas produire d’électricité ; c’est une expérience préparant des installations futures.

Questions fréquentes

Pourquoi la fusion nucléaire s’arrête-t-elle au fer ?

Les noyaux du groupe du fer sont parmi les plus fortement liés. Leur fusion vers des noyaux plus lourds ne procure plus le gain d’énergie qui alimente les phases précédentes de l’évolution stellaire. Cela ne signifie pas qu’aucun noyau plus lourd ne peut se former : les captures de neutrons suivent une autre voie.

La fusion nucléaire est-elle dangereuse ?

Une réaction de fusion contrôlée ne s’entretient pas par la même réaction en chaîne qu’un réacteur à fission. Elle impose néanmoins des contraintes de sûreté : manipulation du tritium radioactif, activation des matériaux par les neutrons et traitement des déchets. Le choix des matériaux vise notamment à limiter la durée de leur radioactivité.

Quelle différence entre fusion stellaire et bombe H ?

Les deux reposent sur la fusion nucléaire. Dans une bombe à hydrogène, la réaction est explosive et instantanée, initiée par une bombe atomique. Dans une étoile, la fusion est régulée par la gravité et la pression, produisant une énergie stable sur des milliards d’années.