Énergie libérée dans les réactions de fusion

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Énergie libérée dans les réactions de fusion

Taux et rendement des réactions de fusion

Le rendement énergétique d’une réaction entre noyaux et le taux de ces réactions sont tous deux importants. Ces quantités ont une influence profonde dans des domaines scientifiques tels que l’astrophysique nucléaire et le potentiel de production nucléaire d’énergie électrique.

Lorsqu’une particule d’un type traverse une collection de particules de même type ou de type différent, il existe une chance mesurable que les particules interagissent. Les particules peuvent interagir de nombreuses façons, comme par simple diffusion, ce qui signifie qu’elles changent de direction et échangent de l’énergie, ou qu’elles peuvent subir une réaction de fusion nucléaire. La mesure de la probabilité que les particules interagissent s’appelle la section transversale, et l’ampleur de la section transversale dépend du type d’interaction ainsi que de l’état et de l’énergie des particules. Le produit de la section transversale et de la densité atomique de la particule cible est appelé section transversale macroscopique. L’inverse de la section transversale macroscopique est particulièrement intéressant car il donne la distance moyenne qu’une particule incidente parcourra avant d’interagir avec une particule cible ; cette mesure inverse est appelée le libre parcours moyen. Les sections transversales sont mesurées en produisant un faisceau d’une particule à une énergie donnée, en permettant au faisceau d’interagir avec une cible (généralement mince) faite du même matériau ou d’un matériau différent, et en mesurant les déviations ou les produits de réaction. De cette façon, il est possible de déterminer la probabilité relative d’un type de réaction de fusion par rapport à un autre, ainsi que les conditions optimales pour une réaction particulière.

Les sections transversales des réactions de fusion peuvent être mesurées expérimentalement ou calculées théoriquement, et elles ont été déterminées pour de nombreuses réactions sur une large gamme d’énergies de particules. Elles sont bien connues pour les applications pratiques de l’énergie de fusion et sont raisonnablement bien connues, bien qu’avec des lacunes, pour l’évolution stellaire. Les réactions de fusion entre noyaux, chacun ayant une charge positive de un ou plus, sont les plus importantes tant pour les applications pratiques que pour la nucléosynthèse des éléments légers dans les stades de combustion des étoiles. Or, il est bien connu que deux noyaux chargés positivement se repoussent électrostatiquement, c’est-à-dire qu’ils subissent une force de répulsion inversement proportionnelle au carré de la distance qui les sépare. Cette répulsion est appelée la barrière de Coulomb (voir force de Coulomb). Il est très improbable que deux noyaux positifs se rapprochent suffisamment l’un de l’autre pour subir une réaction de fusion, à moins qu’ils ne disposent d’une énergie suffisante pour surmonter la barrière de Coulomb. Par conséquent, la section efficace des réactions de fusion entre particules chargées est très faible, sauf si l’énergie des particules est élevée, au moins 104 électron-volts (1 eV ≅ 1,602 × 10-19 joule) et souvent plus de 105 ou 106 eV. Cela explique pourquoi le centre d’une étoile doit être chaud pour que le combustible brûle et pourquoi le combustible des systèmes pratiques d’énergie de fusion doit être chauffé à au moins 50 000 000 kelvins (K ; 90 000 000 °F). Ce n’est qu’à cette condition que l’on pourra obtenir un taux de réaction de fusion et une puissance de sortie raisonnables.

Le phénomène de la barrière de Coulomb explique également une différence fondamentale entre la production d’énergie par fusion nucléaire et par fission nucléaire. Alors que la fission des éléments lourds peut être induite par des protons ou des neutrons, la production d’énergie de fission pour des applications pratiques dépend des neutrons pour induire des réactions de fission dans l’uranium ou le plutonium. N’ayant aucune charge électrique, le neutron est libre de pénétrer dans le noyau même si son énergie correspond à la température ambiante. L’énergie de fusion, qui repose sur la réaction de fusion entre noyaux légers, ne se produit que lorsque les particules sont suffisamment énergétiques pour surmonter la force de répulsion de Coulomb. Cela nécessite la production et le chauffage des réactifs gazeux jusqu’à l’état de haute température appelé état de plasma.

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