La fusion nucléaire : au cœur des étoiles 

Maintenant que vous avez lu l'article néophyte et que vous avez quelques bases en fusion nucléaire, il est temps d'aller un peu plus loin ! Au programme dans cet article : découvrir le fonctionnement des étoiles et le principe de barrière énergétique. Un troisième article sur la fusion nucléaire viendra clore le sujet.

Le plasma, quatrième état de la matière

Le plasma est l'un des quatre états principaux de la matière. Le premier est l'état solide : les atomes sont liés entre eux et prennent une forme et un volume propre. Pour séparer ces atomes, il faut changer les caractéristiques du milieu du solide pour influencer les liaisons qui les relient. Le second est l'état liquide : les atomes sont toujours reliés entre eux, mais plus faiblement. On peut les séparer les uns des autres en utilisant moins d'énergie que la matière solide. L'état gazeux, enfin, est la forme que prend un liquide lorsqu'il est vaporisé. Là, les atomes ne sont plus reliés entre eux, mais les électrons continuent de graviter de manière habituelle tout autour de leurs noyaux.

C'est là la principale différence avec l'état plasma : la trajectoire des électrons. Lorsque un gaz est ionisé par un courant électrique ou une forte température, les atomes qui le composent voient une partie de leurs électrons arrachés. Le gaz est alors une sorte de soupe d'électrons libres, dans laquelle baignent aléatoirement des noyaux d'atomes : c'est le plasma.

Au cœur des étoiles, la fusion

On a vu que les étoiles, comme le Soleil, développent des réactions nucléaires en leur sein. Mais comment déploient-elles une telle énergie ? Dans l'Univers, 99 % de la matière est sous la forme de plasma : une étoile, c'est une grosse boule de plasma assemblée par la gravité. La naissance d'une étoile est provoquée par l'accumulation de gaz. Plus le gaz se comprime, se serre, plus les atomes qui le composent deviennent chauds, et s'agitent. L'étoile commence alors à émettre de la lumière. Mais pour s'entretenir, il faut que l'étoile créé en continu sa propre énergie : c'est la fusion nucléaire.

Au cœur de l'étoile, la température est de 15 millions de degrés. L'hydrogène y est roi, sous forme de plasma. C'est un atome composé d'un seul proton et de zéro ou plusieurs neutrons. Présent en grande quantité au cœur des étoiles, il va, après trois réactions, se combiner avec un autre atome d'hydrogène, pour créer de l'hélium. Des particules sont rejetées lorsque deux atomes s'assemblent : ils libèrent de l'énergie. Le soleil convertit chaque seconde, grâce à la fusion, 600 000 millions de tonnes d'hydrogène par seconde !

L'énergie d'activation

Les étoiles par leurs masses, réussissent à provoquer l'interaction forte. Cette interaction forte, c'est le fait de dépasser la barrière électromagnétique qui empêche les noyaux d'atomes de s'assembler pour les faire fusionner. L'énergie dépensée pour provoquer une réaction et appelée énergie d'activation. 

Lorsque les êtres humains cherchent à reproduire la fusion dans des générateurs, ils sont confrontés très rapidement à cette énergie d'activation, ou barrière d'énergie. Elle correspond à l'énergie à fournir pour provoquer une fusion entre deux atomes. Bien entendu, lorsque l'énergie à dépenser est supérieure à l'énergie obtenue, l'opération est inutile. Or, aujourd'hui, la fusion humaine a besoin de 24 mégawatts pour activer 16 mégawatts d'énergie. 

Même les étoiles sont confrontées à la barrière d'énergie : lorsque le cœur d'une étoile fait fusionner des atomes, ceux-ci arrivent peu à peu au stade de l'atome de fer (56 Fe). Alors, l'astre s'éteint. En effet, l'atome le plus léger, l'hydrogène, est très énergétique : il contient plus d'énergie que n'importe quel atome. Le fer, lui, est très stable, il ne fusionne ou ne fissionne pas : il ne peut donc pas dégager d'énergie. À l'opposé de l'hydrogène, l'atome d'uranium, très lourd, contient de l'énergie mais en quantité neuf fois moins élevée que l'atome d'hydrogène. Quand des atomes d'hydrogènes fusionnent, ils vont donc rejeter beaucoup d'énergie. Mais peu à peu, la fusion va être de moins en moins efficace, au fur et à mesure que les atomes formés se rapprochent de l'atome de fer.

Le problème, c'est que nous les êtres humains, nous n'avons pas la gravité et la taille d'une étoile à notre disposition. Il faut donc trouver un autre moyen de faire fusionner des atomes d'hydrogène, sans dépenser une quantité d'énergie supérieure à celle que l'on obtient au final. On a donc trouvé deux solutions : l'une que l'on ne peut pas maîtriser et l'autre, que l'on essaye de contrôler. Celles-ci sont développées dans le troisième et dernier article de cette série consacrée à la fusion nucléaire.