Chapitre 9 : fusion nucléaire dans les étoiles et fusion nucléaire contrôlée

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1 Réactions de fusion nucléaire dans les étoiles Historique Chapitre 9 : fusion nucléaire dans les étoiles et fusion nucléaire contrôlée On comprit aussi dans les années 1930 que la production d énergie dans les étoiles est d origine nucléaire, cette fois par un processus de fusion de noyaux légers en noyaux plus lourds. On se doutait auparavant du rôle de l énergie nucléaire dans les étoiles, mais on croyait que la radioactivité seule était en cause. C est le physicien germano-américain Hans Bethe ( ) qui proposa, en 1939, le cycle de réactions nucléaires (dit cycle du carbone) par lequel s effectue la production d énergie dans les étoiles chaudes. Cette découverte permit aussi d élaborer une théorie très satisfaisante sur la formation des éléments dans les étoiles et dans l Univers ancien(nucléogenèse). On dit que Bethe, peu après sa découverte, contemplant un soir les étoiles en compagnie de sa femme, lui dit : «et dire que je suis la seule personne au monde qui sait pourquoi elles brillent».

2 Fusion de l'hydrogène Le noyau d'hélium est plus léger que les 4 noyaux d'hydrogène qui l'ont produit (il y a un défaut de masse). L'énergie par nucléon a augmenté, au détriment de la masse. La masse par nucléon a diminué. Nous allons considérer la fusion de l'hydrogène, telle qu'elle se produit dans les étoiles. Deux noyaux d'hydrogène (protons) portant chacun une charge électrique positive, se repoussent très fortement. Mais ils possèdent aussi une autre force, qui agit de très près comme une colle. Si on rapproche deux protons assez près l'un de l'autre, malgré la répulsion électrique, on arrive à les coller, et ils le resteront. Mais il faut pour cela qu'ils soient vraiment très, très proches... C'est l'interaction forte qui les attache. Cette force est beaucoup plus intense que la répulsion électromagnétique, mais elle est de portée très courte, elle ne s'exerce que pratiquement au contact.

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4 La répulsion électromagnétique des protons agit comme une barrière qui les empêcherait de se rapprocher. On la nomme barrière de potentiel. Considérons un proton au repos, et un autre qui s'en approche. Pour qu'il franchisse la barrière de potentiel dressée autour du premier, il faut qu'il ait une grande vitesse, et donc qu'il soit à très haute température. Ceci n'est pas réalisé dans les conditions qui règnent sur Terre, c'est pourquoi il est si difficile de construire un réacteur de fusion comme ITER. Et malgré les 15 millions de degrés qui règnent au centre du Soleil, la vitesse des protons est encore trop faible pour les rapprocher suffisamment. Mais un phénomène de mécanique quantique, qui ne se produit pas dans le monde à notre échelle (macroscopique), permet à un proton de franchir la barrière parfois, sans disposer de la vitesse qui serait nécessaire. Tout se passe comme s'il avait traversé la barrière. Pour cette raison, ce phénomène est nommé effet tunnel. Ce schéma montre, en rouge, le puits de potentiel attractif de l'interaction forte. Pour que les deux protons soient collés, il faut que lesecondtombedanslepuitsdepotentieldu premier. Si le second arrive de la droite, avec l'énergie E 0 (correspondant à sa vitesse, donc à sa température), ilne pourra pas franchirla barrière, qui est trop haute. A l'énergie E 1, c'est encore impossible. Cependant, il arrive qu'un proton puisse passer, même si son énergie est trop faible. Il traverse la barrière de potentiel par effet tunnel.

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7 Hélium 2 Lorsque deux protons réussissent à se coller, ils forment un noyau ayant deux charges positives. Il n'aura donc pas les mêmes propriétés chimiques que l'hydrogène. Il s'agit d'un élément nouveau : c'est un noyau d'hélium. Comme il n'est constitué que de ces seuls protons, on dit qu'il s'agit d'hélium 2, et on le note 2 He. Le 2 en haut à gauche indique le nombre total de particules qui constituent le noyau, et celui placé en bas représente le nombre de protons. Cet hélium est donc constitué de deux nucléons, dont deux protons. La répulsion électromagnétique, bien que moins intense que l'interaction forte, agit suffisamment sur les deux protons pour faire éclater le noyau au bout d'un temps très bref (quelques milliardièmes de seconde...). Aussi le noyau d'hélium 2 tout juste formé se brise, et on retrouve les deux protons de départ (deux noyaux d'hydrogène). Comme si rien ne s'était passé! La fusionde deux noyaux d'hydrogène (protons) ci-dessus se note : 1 H + 1 H 2 He

8 Lesdeuxprotonssontnotés 1 H(puisquecesontdesatomesd'hydrogène1),etlenoyauproduit estun 2 He(hélium,constituédedeuxprotons). La désintégrationqui se produit très rapidement redonne les deux protons : 2 He 1 H + 1 H Ces deux réactions se produisent en permanence dans le Soleil, et le très faible intervalle de temps entre les deux permet d'entretenir en permanence une très faible proportion d'hélium 2.

9 Deutérium Mais un autre phénomène se produit parfois : l'un des deux protons se débarrasse de sa charge électrique, en émettant un électron positif (nommé positron) avant que le noyau n'éclate; il devient alors un neutron. Le mécanisme en cause s'appelle radioactivité béta. Un positron est exactement semblable à un électron, mais porte une charge positive et non négative. C'est l'antiparticule de l'électron, ou anti-électron. La réaction qui se produit dans le noyau d'hélium 2 s'écrit : 2 He 2 H + e + + ν où ν est un neutrino électronique (particule neutre de très faible masse). Ainsi, l'assemblage 2 H obtenu comporte maintenant un proton et un neutron. Entre eux, pas de répulsion électromagnétique, et donc l'assemblage est stable. Ce noyau va pouvoir vivre longtemps. Ayant le même nombre de protons que l'atome d'hydrogène (un seul), il aura les mêmes propriétés chimiques. C'est donc un nouveau noyau d'hydrogène, mais de plus grande masse. Il est appelé deutérium, ou hydrogène lourd. C'est avec lui qu'on fabrique l'eau lourde : puisque c'est un vrai atome d'hydrogène, il peut parfaitement se combiner avec l'oxygène (réaction chimique, il a le même cortège électronique), pour donner de l'eau. Mais une telle molécule contient un neutron en plus, doncsamasseestunpeuplusélevée,cequijustifielenomd'eaulourde.

10 Toujours plus lourd... Une molécule d'eau ordinaire est constituée de deux atomes d'hydrogène et d'un atome d'oxygène. Dans la deuxième fiole, l'hydrogène est remplacé par l'un de ses deux isotopes, le deutérium. Tous les atomes d'hydrogène ont été remplacés par des atomes de tritium dans le troisième flacon, qui est le plus lourd. En mai 1950, Life Magazine a utilisé cette photo pour faire comprendre la notion d'isotope «lourd» à ses lecteurs.

11 Le bilan de cette première phase est donc : 1 H + 1 H 2 H + e + + ν e + 0,42 MeV

12 Hélium 3 Les réactions ne s'arrêtent pas là. Le noyau de deutérium obtenu va capturer un nouveau proton, qui restera chargé (qui restera proton). Le nouvel assemblage comporte donc deux protons etun neutron;c'estdoncun noyau d'hélium,mais qui comporte un neutron de plus que celui qu'on a vu plus haut. Comme il existe plusieurs isotopes de l hydrogène, il existe plusieursisotopesdel hélium:celui-ciestl'hélium3(carilcomporte3nucléons),noté 3 He. La réaction s'écrit : 2 H + 1 H 3 He + γ La réaction produit, en plus du noyau d'hélium 3, un photon gamma de haute énergie. Ce photon constituera une partie de l'énergie produite dans le Soleil. 2 H + 1 H 3 He + γ + 5,49 MeV

13 Hélium 4 enfin Et les réactions continuent, mais de façon un peu différente. Deux noyaux d'hélium 3 nouvellement formés se rencontrent, et fusionnent en se débarrassant de deux protons: 3 He + 3 He 4 He + 1 H + 1 H Le résultat est un noyau comportant maintenant deux protons et deux neutrons ; c'est de l'hélium 4 (car il comporte 4 nucléons) 4 He. On l'appelle aussi particule alpha (pour des raisons historiques). Ce noyau est très stable, et ne subira plus d'autre réactions, sauf si la température s'élève très fortement (100 millions de degrés). La raison est simple : le noyau possède maintenant deux charges électriques, qui vont repousser vivement tout autre noyau candidat à la fusion. 3 He + 3 He 4 He + 1 H + 1 H + 12,86 MeV

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15 On peut résumer tout ceci dans une animation, qui montre comment l'hydrogène fusionne en hélium. Les protons sont représentés par de petites boules rouges, les neutrons par de petites boules bleues. Le positron est représenté en rouge également, puisqu'il porte la même charge électrique que le proton, mais en plus petit car c'est un lepton (léger). Enfin, le neutrino est représenté en jaune. En bas à gauche apparaît la dernière réaction produite. A droite, deux indications différentes sontdonnées.pourlapremièreréaction,ils'agitdeladuréedeviedunoyauformé:l'hélium2 ne subsiste que seconde. Pour que le noyau ne se brise pas, il faut qu'une réaction béta transforme l'un des deux protons en neutron, pendant ce si bref intervalle de temps. Aussi, pour un proton donné, la transformation ne se fera en moyenne qu'au bout de 14 milliards d'années, plus que la durée de vie du Soleil. C'est le nombre extraordinaire de protons qui composent son noyau qui permet de réaliser suffisamment de réactions pour assurer l'énergie de notre étoile.

16 Ces réactions se produisent à partir de 4 millions de degrés, mais le taux de réaction dépend de la température : plus c'est chaud, plus c'est efficace. Dans le cœur du soleil, la température est de 15 millions de degrés, et les réactions de cette chaîne sont très efficaces. Toutes ces réactions ne se produisent pas à la même vitesse ; remarquons tout d'abord que lapremièren'estpossiblequepareffettunnel,dansuneailedel'ondeassociéeauproton.la probabilitépourqueleprotonsetrouvedanscetteaileesttrèsfaible,etparsuitelaréaction ne se produit presque jamais. Pour un proton donné, dans le centre du Soleil (14 millions de degrés), l'attente est de 14 milliards d'années, en moyenne, avant que la réaction ne se produise. C'est dire que très peu d'hélium 2 est produit à chaque instant. Vous n'avez sans doute jamais entendu parler de l'atome d'hélium 2 produit ( 2 He). C'est parce qu'il est excessivement instable, et se désintègre en moins de 10-8 seconde en deux noyauxd'hydrogène(lesdeuxprotonsdedépart).c'esttoutjustesilenoyaud'hélium2aété produit. Cette réaction, très rare, permet cependant d'avoir à chaque instant un petit nombredenoyaux 2 HeprésentsdansleSoleil. Dansles10-8 secondesdeviedecenoyau,ilestpossiblequ'uneréactionbétadésintègrel'un des protons en un neutron, pour donner le noyau de Deutérium qui permettra la réaction suivante ( 2 H est noté D). Là encore, la probabilité est très faible (caractéristique des désintégrations béta), et presque tous les noyaux d'hélium 2 se brisent en noyaux d'hydrogène. C'est cette désintégration béta qui va ralentir énormément le processus de transformation de l'hydrogène en hélium. Heureusement, car sans cela, il y a longtemps que lesoleilauraitfinidebriller! Les deux réactions qui suivent, et achèvent la chaîne, sont rapides (un petit million d'années...), et ne posent pas de problème.

17 Au total, 4 atomes d'hydrogène ont fusionné pour former un atome d'hélium 4. L'ensemble de ces réactions se résume à l'écriture simplifiée suivante : 4 1 H 4 He + e + + γ + ν On nomme cet ensemble de réactions chaîne proton-proton, d'après la première des réactions qui combine deux protons. En voici le résumé : Ce n'est pas la seule possibilité pour former un atome d'hélium à partir de l'hydrogène, nous le verrons plus loin. Les 4 réactions qui composent cette chaîne n'ont pas toutes la même probabilité de se produire:

18 Cet ajout représente l'énergie produite par la réaction! Elle est évacuée sous la forme d'un photon gamma, et de l'énergie emportée par le neutrino et le positron(énergie cinétique) : 4 1 H 4 He + e + + γ + ν La différence de masse correspond à l'énergie libérée.

19 Energie produite par la transformation de l hydrogène en hélium Ceci est équivalent à 26,72 MeV (4, Joule), qui sont dégagés pour chaque noyau d'hélium produit.

20 Pour être complet, il faudrait mentionner deux variantes du cycle proton-proton. La chaîne de réactions donnée ci-dessus se nomme alors PPI, et les deux autres PPII et PPIII. Elles font intervenir le lithium et le berylium, qui sont des noyaux très fragiles, qui en fait se brisent en général avant de pouvoir intervenir dans une autre réaction. Pour cette raison, l'efficacité de ces variantes est beaucoup plus faible que celle du cycle principal. Ces variantes de la chaîne proton-proton nécessitent la présence de noyaux d'hélium dans le plasma.ellespassentpardesnoyauxpluslourds,bérylium7etmêmebore8: Variante PPII Variante PPIII

21 On visualise bien sur ce schéma les différences entre les trois branches: entre PP1 et (PP2, PP3), on trouve la fusion avec un hélium 3 pour le premier, un hélium 4 pourlesecond(ildoitdoncdéjàexister,cetteréactionseradoncdeplusenplusprobablequand la concentration en hélium 4 augmentera). entre PP2 et PP3, on ajoute au béryllium 7 soit un électron qui va annuler la charge d'un proton et donc produire un noyau de lithium(le précédent dans la table de Mendeleïev); soit un proton de charge positive, qui va produire un noyau de bore 8 (le suivant dans la table de Mendeleïev).

22 Chaîne pp avec variantes

23 Cas des étoiles massives : cycle du carbone, ou cycle CNO, ou cycle de Bethe Le cycle du carbone utilise des atomes présents dans le milieu pour permettre certaines réactions. Il ne peut donc se produire que si la métallicité de l'étoile est non nulle (si elle contient des éléments plus lourds que l'hélium). Les atomes utilisés sont reproduits à la fin du cycle, aussi on les nomme catalyseurs, par analogie avec les catalyseurs chimiques. Il y a deux variantes de ce cycle. Toutes deux consistent en une succession d'absorptions de protons par un noyau de carbone(au départ). Ce noyau se transforme successivement: par réaction nucléaire pure, en un élément supérieur du tableau de Mendeleïev ; par réaction béta, un proton se désintégrant en neutron. La masse du noyau croissant ainsi, il devient instable, et se désintègre par radioactivité alpha, en émettant un noyau d'hélium.

24 La première variante restitue le carbone utilisé dans la première réaction, alors que la seconde produit de l'azote dans la dernière réaction. En fait, l'azote produit peut intervenir dans la quatrième réaction de la première forme, et donc redonner du carbone au bout du compte. Le cycle du carbone se produit à plus haute température que la chaîne proton-proton, puisqu'il met en jeu des atomes plus lourds. A une température de l'ordre de 18 millions de degrés, les deux mécanismes produisent la même quantité d'énergie, chacun contribuant donc pour la moitié de la production totale. C'est pourquoi le moteur du Soleil, de température inférieure, est alimenté essentiellement par le cycle proton-proton, qui produit 77 % de son énergie totale. Par contre, dans des étoiles plus massives, la température centrale est plus élevée, et le cycle de carbone devient prédominant. La masse pour laquelle ceci se produit est de l'ordre de 1,5 masses solaires. Le bilan global de toutes ces réactions peut s'écrire: 4 1 H 4 He ; en effet,toutle reste estrestitué à la fin de la réaction. Seul l'hydrogène a été transformé. C'est pour cette raison qu'on dit que les étoiles transforment l'hydrogène en hélium.

25 Une des variantes du cycle CNO

26 A basse température, au-dessous de 10 millions de degrés, le cycle proton-proton présente un bon rendement, et le cycle CNO n'a pas la température suffisante pour produire beaucoup d'énergie. Lorsque la température augmente, les rendements s'inversent, et le cycle CNO devient prépondérant. Le schéma ci-dessous montre l'efficacité des deux cycles, et la courbe résultant de leur combinaison: Par conséquent, puisque la température centrale dépend de la pression, qui dépend de la masse, les étoiles les moins massives fusionnent essentiellement par le cycle PP (courbe verte), les plus massives par le cycle CNO (courbe bleue). Pour le Soleil, la masse est juste en-dessous du coude, et le cycle PP est prépondérant. La courbe rouge est la résultante des deux, qui s'applique dans une étoile réelle où les deux cycles coexistent.

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28 La fusion de l'hélium est le moteur de la phase la plus longue de la vie d'une étoile, la Séquence Principale. Lorsque tout l'hydrogène (possible) a été consommé, l'étoile est en panne ; mais elle peut le plus souvent utiliser un carburant de secours, tout simplement l'hélium qu'elle vient de produire. Cet élément-là est aussi capable de fusionner, mais à une température beaucoup plus élevée, qui n'était pas atteinte auparavant.

29 Fusion de l'hélium Il n'est pas possible d'ajouter un proton (noyau d'hydrogène) à une particule alpha (noyau d'hélium), car ceci produit un noyau de masse atomique 5. Or aucun n'eststable : 5 Li et 5 He ont une durée de vie de s... C'est bien trop peu pour qu'ils capturent un autre proton et passentàz=6. Pour fusionner l'hélium, il reste alors la fusion de deux particules alpha, qui donnent un noyau de masse atomique 8(les noyaux plus légers étant tous hautement instables): 4 He + 4 He 8 Be Mais le Berylium 8 n'est pas non plus stable. Il se désintègre en s. C'est très rapide, mais toutdemême100000foismoinsquepourlelithium5oul'hélium5. En fait, dans les conditions qui règnent au centre des étoiles assez massives, les chocs entre atomes sont assez fréquents, pour que quelques atomes de Be 8 fusionnent, avant de se désintégrer, avec des particules alpha. Cette nouvelle réaction s'écrit donc: 8 Be + 4 He 12 C + γ Ces deux réactions doivent se faire dans un temps très bref, sous peine de ne pas se réaliser du tout. Ce qui fait que c'est (presque) une réaction à trois particules alpha qui se produire. Pour cette raison, on appelle cet ensemble de deux réactions simultanées: réaction triple alpha.

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31 Lerésultatestunatomedecarbone,produitdansunétatexcité,etquidoitdoncsedésexciter. Ildisposepourceladedeuxmoyens: la réaction inverse,quiredonne le Be 8 (quise désintègre à son touren deux particules alpha); la désexcitation par émission d'un photon gamma C'est le premier mentionné des deux mécanismes qui est le plus probable. Mais les quelques désexcitations réalisées par des rayons gamma sont suffisantes pour qu'au fil du temps le carbone, stable, s'amoncelle dans l'étoile.

32 La réaction de fusion de Be 8 est donc peu probable en général, et ne justifierait pas l'abondance du carbone observée dans l'univers. Ceci a été longtemps un problème insurmontable. Il a été résolu par Edwin Salpeter dans les années 50. La deuxième réaction, produisant l'atome de carbone, est une réaction résonnante. Ceci signifie que sa section efficace (fixant le taux de réaction, comme la surface d'une cible fixe le nombre de fléchettes qui l'atteignent) dépend fortement de la température : lorsque celle-ci augmente, la section efficace croît très vite, passe par un maximum, puis décroît. Au maximum, le taux de réactions est très élevé, et l'hélium fusionne très vite en carbone.

33 Dans certains cas, cette réaction est même explosive : c'est le flash de l'hélium, qui se produit lorsque la température, augmentant, atteint la température de résonnance. Ces réactions ne sont possibles que lorsque la barrière électrostatique des protons est vaincue. Puisqu'elles mettent en jeu trois noyaux d'hélium, soit 6 protons, l'énergie cinétique des noyaux doit être très grande, et donc aussi leur température. Une température de 100 millions de degrés est nécessaire, et la densité doit être d'au moins 100 kg/cm 3 pour assurer un taux de réaction suffisant. C'est pourquoi la fusion de l'hélium est impossible pendant celle de l'hydrogène(séquence Principale).

34 La répartition des rayons stellaires dans le diagramme HR ne relève pas du hasard. La relation luminosité-rayon: implique que, dans un diagramme HR en coordonnées log T, log L, les lignes d'isorayon stellaire sont des droites de pente-4.

35 Autres réactions Dans les mêmes conditions de température et de pression, d'autres réactions sont possibles. Le carbone fusionne avec une particule alpha, et donne de l'oxygène 16 ; l'azote 14 produit de l'oxygène 18: 12 C + 4 He 16 O + γ 14 N + 4 He 18 F + γ et 18 F 18 O + e - + γ Ce sont aussi des réactions résonnantes. L'ensemble conduit à un cœur constitué de 49 % de carbone,49%de 16 Oet2%de 18 O,àlafindelafusiondel'hélium.Lafusiondel'héliumassure l'équilibre de l'étoile dans sa phase de géante rouge. Mais l'hélium étant plus lourd que l'hydrogène, l'énergie produite à chaque réaction est inférieure à celle produite par la fusion de 4 hydrogènes. Donc, pour produire une même quantité d'énergie, il faut un taux de réactions bien plus élevé. De plus, l'étoile est plus contractée, donc la gravité plus forte. Pour l'équilibrer, il faut bien plus d'énergie. Ces deux phénomènes, agissant dans le même sens, donnent une durée de vie considérablement plus courte dans la phase géante rouge, que dans la Séquence Principale. L'oxygène 18 peut aussi fusionner avec une particule alpha, pour donner soit du néon 21, avec émission d'un neutron, soit du néon 22 avec émission d'un photon γ. Le néon 22 à son tour, donne par des réactions analogues, du magnésium 25 ou 26. Enfin, ce dernier peut donner du silicium 28 ou 29. Ces réactions seront importantes par leur émission de nombreux neutrons, quiontparfoisungrandrôleàjouer. Si on s'intéresse à des noyaux plus lourds encore, on comprend bien que la température doit être de plus en plus élevée. Les fusions ne pourront pas se produire dans la même zone et au même moment. Ceci aura de grandes conséquences sur la constitution interne des étoiles de grande masse.

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39 Évolution d une étoile massive

40 La supernova 1987A observée en direct en février 1987

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43 Le télescope spatial Hubble a photographié ce magnifique secteur de la Nébuleuse des Dentelles du Cygne, qui constitue ce qu'il reste de l'explosion d'une supernova s'étant produit il y a plusieurs milliers d'années.

44 Nébuleuse du Crabe, restes de la Supernova observée le 4 juillet 1054 par les Chinois et les Indiens Anasazi

45 Évolution d une étoile de type solaire

46 Notre étoile en chiffres

47 Températures et densités au sein du Soleil

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50 Evolution schématique du Soleil...

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55 Le cœur, de masse inférieure à 1,4 M, est stabilisé par la pression de dégénérescence électronique. Il se refroidit lentement par rayonnement pour devenir une naine blanche. Les naines blanches sont constituées en majeure partie de carbone (et d'un peu d'hydrogène), à un état extrêmement condensé. Une naine blanche d'une masse solaire a un rayon de l'ordre de grandeur de celui de la Terre. Par conséquent, la densité d'une naine blanche est très élevée (environ une tonne par centimètre cube de matière). Donc, si l'on compare, une cuillerée à soupe de la matière d'une naine blanche pèse ainsi plusieurs tonnes sur terre. En raison des phénomènes quantiques, le diamètre de la naine blanche ne dépend alors presque plus de sa température, contrairement à ce qui se passe dans les étoiles en activité ; il dépend principalement de sa masse mais bizarrement, plus la masse de la naine blanche est élevée, plus son diamètre est faible en raison de la gravitation. Une naine blanche possède une masse inférieure à 1,4 masse solaire (limite de Chandrasekhar), car sinon, la pression de dégénérescence des électrons n'est pas suffisante pour contrecarrer la gravitation : les électrons se combinent alors avec les protons pour former des neutrons (le principe d'exclusion de Pauli n'est donc pas violé), qui provoquent eux-aussi l'apparition d'une pression de dégénérescence, pouvant maintenir l'astre sous forme d'une étoile à neutrons, ou même, si l'astre initial est trop massif, rien n'empêche son effondrement et l'on obtient un trou noir On pense que la naine blanche est le terme de l'évolution des étoiles de masse initiale inférieure àenviron4m.

56 Comparaison d'images entre le télescope Hubble et un télescope terrestre de l'amas globulaire M4, montrant des naines blanches.

57 Vers les centrales à fusion Rappel: fission et fusion Pour produire de l'énergie, il faut réaliser une transformation dans laquelle, entre l'état initial et l'état final, un peu de la masse des corps en jeu a disparu. Ce défaut de masse se retrouve alors sous forme d'énergie par la formule bien connue E=mc 2 où E est l'énergie produite, m la massedisparueetclavitessedelalumière. Deux grands types de réactions nucléaires faisant baisser la masse et libérant donc de l'énergie sont possibles: A partir de noyaux d'atomes très légers (exemple le deutérium et le tritium) pour construire des atomes plus lourds, c'est la fusion. A partir du noyau d'un atome suffisamment lourd (par exemple l'atome d'uranium) pour en faire des atomes plus légers, c'est la fission.

58 Courbe d Aston et stabilité des noyaux

59 Réactions de fusion Pour obtenir une réaction de fusion, il faut rapprocher suffisamment deux noyaux qui, puisqu'ils sont tous deux chargés positivement, se repoussent. Une certaine énergie est donc indispensable pour franchir cette barrière et arriver dans la zone, très proche du noyau, où se manifestent les forces nucléaires capables de l'emporter sur la répulsion électrostatique. Elle ne peut être obtenue qu avec des conditions de température et de pression exceptionnelles (plus de 100 millions de degrés). Acestempératures,lesélectronsnesontplusliésaunoyau.L ensemblesetrouvesousformede plasma, mélange d électrons et de noyaux à une température extraordinairement élevée. La vitesse des noyaux se traduit extérieurement par la température du milieu dans lesquelles elles évoluent. Atteindre les vitesses nécessaires revient donc à amener le gaz dont on souhaite obtenir des fusions à une température correspondant à ces vitesses. Plus les éléments à fusionner sont lourds et plus la température à atteindre est importante.

60 Comment forcer la fusion de deux noyaux légers

61 La probabilité de passage de cette barrière peut être quantifiée parla «section efficace». La variation en fonction de l'énergie d'interaction exprimée kev des sections efficaces de plusieurs réactions de fusion est indiquée sur les courbes ci-dessous. La réaction de fusion la plus accessible est la réaction impliquant le deutérium et le tritium pour former de l hélium. C'est sur cette réaction que se concentrent les recherches sur la fusion contrôlée.

62 L énergie cinétique totale libérée est de 17,6 MeV mais c est le neutron qui en emporte la plus grande partie. Celui-ci sera, de plus, récupéré dans la couverture du réacteur pour réagir avec le lithium (Li) la composant afin de produire le tritium nécessaire à la première réaction. Cette réaction n est pas à proprement parler une réaction de fusion mais elle permet de régénérer le tritium:

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64 Le processus de fusion est (sur le papier) plus rentable que celui de fission

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66 Unités et calcul de l énergie liée au défaut de masse

67 Energie de quelques fusions

68 Le plasma, quatrième état de la matière Les températures (qui mesurent l'énergie d'interaction) requises pour vaincre la barrière répulsive du potentiel électrostatique et réaliser la fusion thermonucléaire dépassent la centaine de millions de degrés! A de telles températures, les électrons se sont détachés complètement du noyau ; on dit que l'atome s'ionise et l'on entre alors, dans le quatrième état de la matière, l'état de plasma.

69 Le plasma existe dans l'univers sous des formes très diverses et avec des caractéristiques très variables. Ainsi les températures vont d'un à dix mille électronvolts et les densités s'étagent plus encore, allant de quelques particules par m³ dans les gaz interstellaires, jusqu'à particules par m³ au centre de certaines étoiles.

70 Dans certains domaines, comme la physique des plasmas, il peut être pratique d'utiliser l'électron-volt comme unité de température. Pour effectuer la conversion, on utilise la constantedeboltzmannk B : Par exemple, une température typique de plasma dans une fusion par confinement magnétique est de 15 kev, soit 174 MK (mégakelvin). La température ambiante (~20 C) correspondà1/40 e d'électron-volt(0,025ev).

71 Les plasmas constituent la forme la plus répandue de la matière dans l'univers.

72 Le problème du confinement La fusion est la source d'énergie du soleil et des autres étoiles. Une étoile commence à briller quand la matière en son cœur atteint, sous l'effet des forces de gravitation, des densités et des températures suffisantes pour déclencher des réactions thermonucléaires libérant de l'énergie. Dans l étoile, la tendance du plasma à se disperser, donc à se refroidir, est contrebalancée par la force gravitationnelle. Sur terre, le confinement gravitationnel est impossible. Deux voies sont étudiées pour reproduire ces réactions: porter à très haute pression et à haute température un petit volume de matière pendant un temps extrêmement court, on parle alors de confinement inertiel. On cherche ainsi à obtenir le plus grand nombre possible de réactions de fusion avant que le plasma ne se disperse. piéger et maintenir à très haute température un plasma. Ce plasma est confiné dans une boîte immatérielle de forme torique créée par des champs magnétiques, on parle alors de confinement magnétique.

73 Confinement gravitationnel au cœur du Soleil Le Soleil présente toutes les caractéristiques qui permettent de satisfaire au critère de Lawson. Il est en grande partie constitué de noyaux d'hydrogène (soit 70% en masse), et la température desoncœurestde15millionsdedegrés. Le plasma est très dense, car il est naturellement confiné par l'attraction gravitationnelle, qui empêchelegazdesedisperseretquiattirelesparticulesverslecentre.

74 Deux voies à l étude pour reproduire en laboratoire la fusion thermonucléaire

75 Confinement induit par Laser Il est possible de comprimer le plasma (deutérium et tritium) dans des micro billes de quelques millimètres de diamètre, puis de les bombarder avec des faisceaux laser très puissants. Cette irradiation provoque l'ablation de la couche de plasma extérieure (fig b), ainsi qu'une forte compression de la partie centrale(implosion). La température monte alors brusquement et la densité s'accroit d'un facteur 1000: les réactions de fusions s'amorcent. C'est sur ce principe que fonctionne le Laser Méga joule

76 Le laser Mégajoule utilise la technique du confinement inertiel par laser pour amorcer une réaction de fusion nucléaire au sein d'une capsule de combustible de fusion (généralement deutérium et tritium). Il présente cependant certaines caractéristiques particulières: la longueur d'onde des lasers est convertie en cours de parcours grâce à des cristaux de KDP (dihydrogéno-phosphate de potassium) de nm (proche infrarouge) à 351 nm (proche ultra-violet), ce qui permet d'obtenir un dépôt d'énergie plus efficace sur la cible (ce qui fut démontré dans les années 1980). Les cristaux permettent de convertir 50% de l'énergie laser dans l'harmonique 3, grâce à un couplage non linéaires d'ondes. la technique utilisée est dite d'attaque indirecte : c'est une cavité métallique, généralement en or («hohlraum»), entourant la capsule de combustible, qui sert de cible aux faisceaux laser ; l'énergie calorifique ainsi déposée entraîne la création d'un rayonnement X, le but recherché étant de chauffer la capsule de façon plus homogène que si elle était irradiée directement par les lasers. Pour cela, les impulsions lasersdurent20ns(avecunmaximumdepuissancependant3 à 5 ns), avec une précision de synchronisation de 15 ps et une tâchefocalede600µmpar1200µm. Ces deux opérations entraînant des pertes de rendement importantes, l'énergie effectivement reçue par la capsule de combustible est nettement inférieure aux 1,8 MJ d'énergie nominale déclarée.

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78 Fusion inertielle par faisceaux lasers

79 Confinement et boîtes magnétiques Pour que le combustible, à l'état de plasma, puisse produire suffisamment de réactions thermonucléaires, il faut le maintenir dans un volume limité et l'éloigner de toute paroi matérielle afin de maintenir sa température élevée: c'est le confinement. Dans un plasma à l'état libre, la trajectoire des particules est aléatoire (image 1 ci-contre) et les particules vont s'échapper rapidement. Comme le plasma est formé de particules chargées, les champs magnétiques peuvent interagir sur celles-ci. Si ce même plasma baigne dans un champ magnétique rectiligne (image 2), les particules s'enroulent autour des lignes de champ et ne peuvent plus atteindre les parois latérales. Afin d'éviter les pertes aux extrémités, on referme la boite magnétique en créant un tore (image 3). Le champ magnétique ainsi créé par une série d'aimants entourant le plasma s'appelle le champ magnétique toroïdal. Les aimants générant ce champ sont les aimants toroïdaux. On montre que ce confinement n'est pas tout à fait suffisant et que pour minimiser encore les fuites de particules, les lignes de champ doivent être hélicoïdales plutôt que circulaires (image 4). Ceci est réalisé en ajoutant au champ toroïdal un autre champ magnétique qui lui est perpendiculaire(le champ poloïdal).

80 Fusion par confinement magnétique

81 La méthode utilisée pour produire ces lignes de champ hélicoïdales a donné naissance à deux types de machines: Dans un «tokamak», un ensemble de bobines produit un champ magnétique dans la direction du tore, auquel vient s'ajouter le champ magnétique créé par un courant intense axial circulant dans le plasma lui-même, le courant plasma. Les deux champs génèrent la structure hélicoïdale des lignes de champ (image 5). Cette configuration a fait des progrès considérables depuis son invention dans les années 1960 par des chercheurs russes. C'est actuellement la voie derecherchelaplusétudiée(unexempledetokamak:toresupra) Dans un «stellarator», la configuration magnétique repose entièrement sur des courants circulant dans des bobines en hélice(image 6).

82 La création du courant plasma dans un tokamak Le moyen de base pour produire le courant plasma dans un tokamak consiste à le générer par induction. On place un bobinage constitué de couches horizontales au milieu de la configuration (le bobinage est placé dans le «trou» du tore). Avec ce bobinage et à condition d'y faire varier le courant, on engendre par induction, le courant du plasma exactement comme dans un transformateur électrique (image 7). Ce type de fonctionnement peut s'effectuer sans noyau de fer(image 8).

83 La stabilisation du plasma L'équilibre du plasma, sa position, sa forme et le contrôle du courant sont assurés par un ensemble d'aimants horizontaux appelés bobines poloïdales(image ci-contre).

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85 Le chauffage du plasma Quelle que soit la façon dont on a créé le plasma à l'intérieur d'une structure de confinement, il n'a jamais d'emblée la température requise pour les réactions de fusion. Trois méthodes sont possibles pour chauffer un plasma: le courant qui circule dans le plasma sert également à chauffer le plasma par effet Joule. Ce dernier reste efficace jusqu'à une température de l'ordre de 10 millions de degrés. Au delà, la résistivité du plasma devient trop faible et l'efficacité de cette méthode décroît (la résistance étant trop faible pour obtenir un chauffage par effet Joule). Dans un Stellarator, il n'y a pas de courant central et donc pas de chauffage ohmique. le chauffage par injection de neutres consiste à créer et accélérer un faisceau d'ions, en dehors de la machine de confinement. Ce faisceau est ensuite neutralisé avant de pénétrer dans le plasma où les particules sont ionisées et confinées par le champ magnétique. Les collisions redistribuent l'énergie et la température du plasma augmente. le plasma peut absorber l'énergie d'ondes électromagnétiques aux fréquences caractéristiques du milieu. Ce chauffage par ondes électromagnétiques est transmis au plasma par des antennes qui tapissent une partie de l'enceinte de confinement. Le choix de la fréquence permet de définir l'espèce de particules (ions ou électrons) qui sera chauffée et la région où se fera l'absorption de l'onde et donc le chauffage.

86 Dans un réacteur de fusion thermonucléaire à confinement magnétique, la température du plasma pourrait être amenée au niveau adéquat par une combinaison des méthodes ci-dessus. Lorsque les réactions de fusion sont en nombre important, l'énergie portée par les noyaux d'hélium reste confinée dans le plasma et contribue à son chauffage. Si cette contribution devient égale à l'énergie perdue par le plasma, alors les méthodes de chauffage ci-dessus ne sont plus nécessaires. Le plasma thermonucléaire est alors autoentretenu : on dit qu'il est en ignition. Si l'on définit le facteur d'amplification comme étant le rapport entre la puissance totale générée par le plasma et la puissance de chauffage injectée dans le plasma, alors ce facteur d'amplification est infini si le plasma est autoentretenu. Lorsque ce facteur est égal à l'unité, le plasma fournit autant d'énergie qu'on lui en injecte. Cette dernière condition s'appelle le«breakeven».letokamakeuropéenjetaréalisédesplasmasprochesdubreakeven. Antennes de chauffage par ondes électromagnétiques (Tore Supra)

87 Tore Supra, un tokamak supraconducteur

88 Tore Supra est un tokamak supraconducteur, en exploitation depuis 1988 à Cadarache. Tore Supra est principalement dédié à l'étude de la physique et des technologies permettant de réaliser des plasmas performants de longues durées. Avec un grand rayon de 2,40m (au centre du plasma) et un petit rayon de 0,72m, Tore Supra est l'un des tokamaks les plus grands du monde. Sa principale caractéristique est son système d'aimants toroïdaux supraconducteur qui permet de générer un champ magnétique toroïdal permanent. Cette potentialité associée à la présence de composants face au plasma activement refroidis par une circulation d'eau permet l'étude des plasmas en régime quasi permanent.

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90 Où en est-on avec la fusion contrôlée? Pour obtenir un plasma performant, celui-ci doit satisfaire à des critères de densité (il doit y avoir un nombre suffisant de noyaux) et de température (ces noyaux doivent être à des températures de plusieurs millions de degrés). Il faut aussi que l'énergie portée par les noyaux d'hélium reste confinée dans le plasma suffisamment longtemps. La durée pendant laquelle l'énergie reste confinée dans le plasma est appelée «temps de confinement de l'énergie» et elle varie avec le carré du grand rayon du plasma. Cette effet de taille est une des caractéristiques (intrinsèques) des installations de fusion: les plasmas performants sont obtenus dans des installations de grande taille. Les critères ci-dessus (densité, température, temps de confinement) ont été obtenus de façon non simultanée dans les installations expérimentales actuelles. La communauté des chercheurs et ingénieurs impliqués dans les études sur la fusion contrôlée magnétique est maintenant prête à effectuer un pas supplémentaire : démontrer la maîtrise de la combustion entretenue d'un plasma deutérium-tritium sur des temps longs. Ce sera l'étape suivante et le principal objectif de la prochaine machine expérimentale internationale(iter).

91 Le critère de Lawson (1956) Les noyaux de deutérium et de tritium étant tous les deux chargés positivement, leur tendance naturelle à se repousser constitue un obstacle important à la fusion. Cependant, en fournissant aux noyaux suffisamment d énergie cinétique (par chauffage du plasma à plusieurs millions de degrés), ce problème peut être surmonté afin de permettre le rapprochement des noyaux. En outre, la probabilité de rencontre des noyaux est d autant plus importante que la densité de plasma(n) est grande et que le temps caractéristique de confinement est élevé(t). Ainsi, température, densité et temps de confinement sont trois paramètres dont le produit doit satisfaire le critère de Lawson, seuil où l énergie libérée par la fusion est égale à l énergie fournie au système. Critère de Lawson: - T est la température du plasma (en ev). Elle est habituellement exprimée en degrés Kelvin. Cependant, la température est exprimée dans une unité d énergie (l électron-volt) car elle est aussi l image de l agitation des particules. Un ev correspond à K. En pratique, la fusion est réalisée à des températures de 10 à 20 kev (soit 100 à 200 millions dedegrés)afinquelarencontredesnoyauxsoitlaplusprobable. -τ est le temps caractéristique de confinement (en s) pendant lequel le plasma est maintenu à la température T. - nestlaconcentrationdesionsduplasma(enm -3 ).

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94 Les progrès des recherches en fusion sont illustrées par l'augmentation du triple produit n Tt E, que l'on voit sur la figure ci-contre et qui a gagné trois ordres de grandeur depuis les premières expériences dans la fin des années 60 jusqu'aux plus grandes machines actuelles (comme JET en Europe, TFTR aux Etats-Unis et JT60U au Japon), qui frôlent la zone du break-even. Il ne reste plus qu'un facteur 10 à gagner pour entrer dans le domaine du réacteur.

95 Les grands résultats Depuis l'avènement des tokamaks vers 1970, la puissance de fusion des plasmas générés par les diverses installations de par le monde a été multipliée par millions. De nombreux et importants résultats ont été obtenus dans tous les domaines, que cela soit au niveau de la physique ou des technologies utilisées. Si l'on ne devait retenir que deux grands résultats, ce serait : lesplasmas de forte puissance réalisés en 1997 dans l'installation européenne JET les plasmas d une durée de 6minutes et 30 secondes réalisés dans Tore Supra en décembre 2003.

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97 Progression de la puissance fusion au cours du temps

98 Le réacteur ITER

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101 Countries participating in the ITER project. The dots indicate fusion research institutes.

102 Des expérimentations au réacteur Depuis longtemps la communauté Fusion a cherché à définir ce que pourrait être le réacteur du futur. On dispose donc d'études, régulièrement remises à jour, qui fixent les contours et parfois les détails de ce que pourrait être un réacteur de fusion. En plus de ces études prospectives, il faut citer les études d'ingénierie détaillée du projet ITER qui tout en n'étant pas totalement représentatives ont tout de même défini avec précision la majeure partie des grands composants d'un réacteur. Le schéma de principe du réacteur électrogène est indiqué ci-dessous. Le mélange combustible deutérium-tritium est injecté (1) dans une chambre où, grâce à un système de confinement il passe à l'état de plasma et brûle (2). Ce faisant, le réacteur produit des cendres (les atomes d'hélium) et de l'énergie sous forme de particules rapides ou de rayonnement (3). L'énergie produite sous forme de particules chargées et de rayonnement, s'absorbe dans un composant particulier, la «première paroi» qui, comme son nom l'indique, est le premier élément matériel rencontré au-delà du plasma. L'énergie qui apparaît sous forme d'énergie cinétique des neutrons est, quant à elle, convertie en chaleur dans la couverture tritigène(4): élément au-delà de la première paroi, mais néanmoins à l'intérieur de lachambreàvide.la chambre à videelle-même estle composantqui clôtl'espaceoù a lieu la réaction de fusion. Première paroi, couverture et chambre à vide sont bien évidemment refroidies par un système d'extraction de la chaleur. La chaleur est utilisée pour produire de la vapeur et alimenter un ensemble classique turbine et alternateur producteur d'électricité(5).

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105 Si l'on exclut tous les composants chargés de la production d'énergie (couverture tritigène par exemple), un réacteur sera assez proche de ce que pourrait être une installation expérimentale de prochaine génération de type ITER. Cette prochaine installation validera la faisabilité de la production d'énergie via la fusion thermonucléaire non seulement au niveau de la physique mais aussi au niveau de la majeure partie des grands composants d'un réacteur (bobines magnétiques supraconductrices de grande taille par exemple). Les performances en terme de confinement plasma demandées à un réacteur électrogènes nesontque4à5foissupérieuresauxperformancesnominalesduprojetiter. On peut raisonnablement estimer que les premiers kw électriques produits par un prototype de réacteur à fusion thermonucléaire puissent voir le jour à l'horizon 2050 soit environ cent ans après le début des recherches sur la fusion thermonucléaire contrôlée. Cent ans d'écart entre la découverte du concept et l'utilisation finale ne sont pas si inhabituels que cela : la découverte du principe des cellules solaires date de 1839 (A. Becquerel) et la découverte du principe de la pile à combustible date de 1839(W.R. Grove).

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107 Financement de Iteret de la fusion en général

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