Qu'est-ce que la fusion ?
Sans la fusion, il n'y aurait pas de vie sur Terre.
Ce que nous percevons sous la forme de lumière et de chaleur résulte de réactions de fusion qui se produisent au cœur du Soleil et des étoiles. Au cours de ce processus, des noyaux d'hydrogène entrent en collision et fusionnent pour donner naissance à des atomes d'hélium plus lourds et de considérables quantités d'énergie.
La force gravitationnelle des étoiles crée les conditions nécessaires à la fusion. Il y a des milliards d'années, les nuages d'hydrogène de l'Univers primitif se sont rassemblés sous l'effet de la gravité et ont donné naissance à des corps stellaires très massifs. Leur noyau extrêmement dense et chaud est le siège du processus de fusion.
La fusion, qui se produit au cœur du Soleil et des étoiles, est la source d'énergie de l'Univers.
La chaîne proton-proton est la réaction de fusion nucléaire par laquelle les étoiles convertissent de l'hydrogène en helium.
Comment la fusion produit-elle de l'énergie ?
Les atomes sont animés d'un mouvement incessant. Plus ils sont chauds, plus ce mouvement est rapide. Au cœur du Soleil, où la température atteint 15 millions de degrés, les noyaux d'hydrogène entrent en collision à des vitesses très élevées. Ils peuvent ainsi franchir la barrière que les forces électrostatiques dressent entre les charges électriques positives dont ils sont porteurs. En fusionnant, les noyaux d'hydrogène donnent naissance à un noyau d'hélium.
La masse de l'atome d'hélium ainsi obtenu ne correspond pas exactement, toutefois, à la somme des masses des deux atomes de départ. Un peu de la masse a disparu et une grande quantité d'énergie est apparue. Ce phénomène est exprimé par la célèbre formule d'Einstein E=mc² : l'infime perte de masse (m) multipliée par le carré de la vitesse de la lumière (c²) produit un nombre très élevé (E) qui correspond à la quantité d'énergie créée par la réaction de fusion.
Chaque seconde, le Soleil transforme 600 millions de tonnes d'hydrogène en hélium, libérant ainsi une gigantesque quantité d'énergie. Faute de pouvoir disposer, sur Terre, de l'intensité de la force gravitationnelle à l'œuvre au cœur des étoiles, une nouvelle approche a été développée pour réaliser des réactions de fusion.
Au XXe siècle, la science de la fusion a identifié la réaction de fusion la plus efficace réalisable en laboratoire: il s'agit de la réaction entre deux isotopes de l'hydrogène (H), le deutérium (D) et le tritium (T). La réaction de fusion D-T est celle qui permet d'obtenir le gain énergétique le plus élevé aux températures les plus « basses ». Mais elle exige des températures de 150 millions de degrés, soit dix fois plus que la réaction H-H qui se produit au cœur du Soleil.
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La réaction de fusion la plus efficace en laboratoire est la réaction entre deux isotopes de l'hydrogène (H)—le deutérium (D) et le tritium (T). La fusion entre ces deux éléments légers produira un noyau d'hélium et un neutron.
