Énergie thermonucléaire E-Book

Encyclopaedia Universalis

• Herausgeber: Encyclopaedia Universalis
• Kategorie: Bildung
• Sprache: Französisch

Seitenzahl: 98

Veröffentlichungsjahr: 2017

Beschreibung

Le XXe siècle nous a appris que l'énergie de fusion thermonucléaire est la source d'énergie du Soleil et de la plupart des autres étoiles. C'est cette énergie qui produit le rayonnement électromagnétique X issu de la région centrale de notre étoile et qui, par diffusion, absorption et réémission, devient la lumière qui...

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ISBN : 9782852298415

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ÉNERGIE THERMONUCLÉAIRE

Introduction

Le XXe siècle nous a appris que l’énergie de fusion thermonucléaire est la source d’énergie du Soleil et de la plupart des autres étoiles. C’est cette énergie qui produit le rayonnement électromagnétique X issu de la région centrale de notre étoile et qui, par diffusion, absorption et réémission, devient la lumière qui nous parvient sur la Terre. Cette lumière satisfait, à travers la photosynthèse, aux besoins vitaux des plantes et des bactéries photosynthétiques, animant ainsi la quasi-totalité de la vie sur la Terre. Ce sont aussi les flux de neutrons produits par les réactions thermonucléaires qui ont permis de passer des éléments datant du big bang, (hydrogène, hélium...) aux matériaux constituant les étoiles, matériaux à partir desquels le système solaire, notamment, s’est formé.

Puisque ce phénomène de la fusion thermonucléaire se produit dans tant d’étoiles, il doit y avoir une propension des lois de la nature à le déclencher et à l’entretenir. Peut-on le reproduire sur la Terre ? Trois points sont à considérer.

Premier point : pour leur démarrage dans le Soleil, les réactions thermonucléaires exigent outre l’hydrogène (de masse atomique 1), qui forme environ 74 p. 100 de la masse des étoiles, du deutérium (isotope de l’hydrogène de masse atomique 2). La quantité de deutérium présente initialement dans le Soleil, de l’ordre de 10—4 fois celle de l’hydrogène, c’est-à-dire proche de la quantité issue des réactions de « nucléosynthèse » lors du big bang, n’est pas suffisante pour y alimenter les réactions thermonucléaires. Mais de nombreux autres noyaux de deutérium 12D sont formés dans la région centrale du Soleil par la fusion de deux noyaux d’hydrogène 11H, selon la réaction :

e étant la charge de l’électron (en valeur absolue) et ν le neutrino.

La production d’un neutrino est la signature d’une réaction d’interaction « faible », donc lente. Sa constante de temps est de l’ordre de 10 milliards d’années et comparable à la durée de vie du Soleil brûlant son hydrogène. En somme, dès que le deutérium est créé par la réaction ci-dessus, il est consommé très rapidement par fusion thermonucléaire. Mais dans les futurs réacteurs projetés sur Terre, où comme nous le verrons les conditions sont différentes, le deutérium sera utilisé directement.

Deuxième point : si les réactions thermonucléaires se produisent dans toutes les étoiles de type analogue au Soleil, c’est qu’elles sont favorisées par la croissance de leur occurrence ou « section efficace » (qui se mesure en unités de surface de 10—24 cm2) avec l’augmentation de la température. Ainsi, quand les premières réactions de fusion ont lieu à une température donnée, elles réchauffent le milieu et font croître la température. Les réactions deviennent alors plus nombreuses, accélérant la montée en température, et ainsi de suite, jusqu’à une valeur d’équilibre car la section efficace des réactions finit par atteindre un maximum. Cette propriété est également bien utile pour déclencher les réactions de fusion dans les dispositifs de laboratoire.

Troisième point : pour chauffer efficacement la région centrale du Soleil, l’énergie thermonucléaire dégagée ne doit pas s’en évader trop vite. Cette énergie est produite principalement sous forme de rayonnement X dont le transfert vers l’extérieur est freiné par l’opacité du Soleil due aux éléments atomiques bien plus lourds que l’hydrogène, malgré leur concentration infime.

Il était donc tentant d’essayer de produire d’abord en laboratoire, puis dans le futur, à une échelle industrielle, des réactions thermonucléaires. Un tel effort a été entrepris depuis les années 1950 aux États-Unis, en Russie, au Japon et dans plusieurs pays de l’Union européenne, notamment en Allemagne, en France, en Italie et au Royaume-Uni.

Comparons cet effort à celui de l’application de la fission à la production d’énergie, second effort qui fut longtemps beaucoup plus substantiel en nombre de personnes et en budget engagés. La fission fut découverte à la fin de 1938, et, courant 1939, la possibilité d’une réaction en chaîne fut confirmée par la mesure de deux ou trois neutrons produits par la réaction de fission. La faisabilité scientifique d’une telle réaction fut prouvée par la « criticalité » de la pile de Fermi, à Chicago, le 2 décembre 1942. Elle fut suivie de la démonstration de la faisabilité technique d’une centrale nucléaire, après les piles de puissance de Hanford, par le réacteur E.B.R. 1 (Experimental Breeder Reactor), à Argonne National Laboratory près de Chicago en 1951. Enfin, la faisabilité industrielle fut prouvée par le réacteur à eau pressurisée de Shippingport en 1957.

Or, bien que la fusion thermonucléaire soit étudiée en laboratoire depuis le début des années 1950, la faisabilité scientifique d’un réacteur n’est toujours pas démontrée. D’où vient cette différence entre le rythme rapide de la fission et celui, plus lent, de la fusion contrôlée ? C’est que les phénomènes de base des réacteurs à fission – la diffusion des neutrons, leur capture par les noyaux atomiques et la fission de ces noyaux par les neutrons – sont des phénomènes qui varient linéairement avec la densité du nombre des neutrons. Les études à très basse puissance (quelques watts), permettent donc de déduire, par simple multiplication, les phénomènes intervenant dans les réacteurs de puissance produisant des milliards de watts ; en particulier, il n’y a pas besoin d’étudier la neutronique des puissances intermédiaires, ni celle de niveau le plus élevé.

Au contraire, les phénomènes advenant dans un réacteur de fusion ne sont pas linéaires. Au fur et à mesure que les machines utilisées pour les études de fusion augmentèrent en puissance, on observa de nouveaux phénomènes (les mathématiciens parlent de bifurcations) qu’il faut comprendre, modéliser et contrôler, le niveau nominal final pouvant encore être source de nouveautés. De plus, avec les concepts actuels, des niveaux de puissance très élevés seront vraisemblablement nécessaires pour démontrer la faisabilité de la fusion.

Bien que le rythme d’acquisition des connaissances sur la fusion thermonucléaire suive des étapes régies par les phénomènes aux puissances intermédiaires, il faut noter que, depuis les années 1950, un immense travail de recherche scientifique et technique a été accompli et que des résultats substantiels ont été obtenus. Aujourd’hui, on est en mesure de concevoir les grandes installations à construire pour la démonstration de la faisabilité scientifique des divers processus de fusion. Tous ces travaux ont nécessité des progrès techniques qui contribueront à la future faisabilité technique qui suivra la faisabilité scientifique. Enfin, il faut souligner, résultat encourageant, que la fusion thermonucléaire a effectivement été produite pendant des durées courtes dans plusieurs laboratoires et a pu être observée grâce à une instrumentation scientifique dont la mise au point est un des grands accomplissements de ces travaux.

Le combustible avec lequel on obtient le plus « facilement » la réaction de fusion est le mélange des deux isotopes de l’hydrogène, le deutérium 21Det le tritium 31T. La réaction de fusion thermonucléaire exige, pour être amorcée, que le mélange soit porté à très haute température, de 100 à 200 millions de degrés. Les études systématiques entreprises à partir du début des années 1950 ont permis de définir deux méthodes pour tenter d’atteindre l’objectif :

– la première, appelée confinement magnétique, consiste à maintenir en régime stationnaire un mélange gazeux de deutérium-tritium peu dense (un millionième de la densité « normale ») dans lequel les ions sont confinés pendant environ 1 seconde par un champ magnétique puissant (de 3 à 8 teslas) ; cette approche s’est surtout focalisée depuis quelques années sur la construction et l’étude de grands appareils de recherche appelés tokamaks ; elle fait l’objet d’une très large collaboration internationale ;

– la seconde, dite confinement inertiel, vise au contraire à contrôler une explosion thermonucléaire miniature, d’un mélange solide deutérium-tritium hyperdense (de mille à dix mille fois la densité de la glace et de taille micrométrique), comprimé et chauffé par des faisceaux lasers ou particulaires très puissants.

Un réacteur à fusion thermonucléaire devra accepter des contraintes thermiques, neutroniques, mécaniques de corrosion, etc., extrêmement sévères et, de ce point de vue, sa réalisation constitue un défi technologique. Les avantages potentiels à long terme en sont cependant substantiels :

– réserve énergétique quasi inépuisable ; le deutérium se trouve en quantité pratiquement illimitée (à l’échelle des besoins) dans les océans, le tritium initial est produit lors de la réaction nucléaire à partir d’un élément relativement abondant, le lithium, qui représente 0,004 p. 100 de la croûte terrestre ;

– sécurité d’exploitation, le seul élément radioactif utilisé, le tritium, étant produit dans le réacteur et ne nécessitant aucun transfert ; les « cendres » résultant de la réaction ne sont pas radioactives ; le combustible est toujours en faible quantité dans la zone du réacteur, limitant l’importance d’un éventuel accident. Seuls les matériaux irradiés par les neutrons des réactions de fusion deviennent radioactifs.

1. La fusion thermonucléaire

• L’énergie de fusion

Le noyau d’un atome est constitué de deux types de particules appelées nucléons : les protons de charge positive et les neutrons de charge nulle. La cohésion des nucléons, et donc la stabilité des atomes, est assurée par une force à courte portée (10—15 m) appelée interaction forte. Elle s’oppose à la force électrostatique qui est, au contraire, répulsive pour les particules chargées de même signe (les protons). La physique nucléaire nous apprend que l’énergie de liaison, en mégaélectronvolts (MeV) par nucléon, est maximale pour l’atome de fer, qui est constitué de 56 nucléons (fig. 1), ce qui signifie concrètement que la fission de noyaux plus lourds que le fer ou la fusion des noyaux plus légers sont libératrices d’énergie.

Nucléon : énergie de liaison. Énergie de liaison par nucléon pour différents éléments.

Les sauts quantiques d’énergie mis en jeu sont de l’ordre de 1 MeV par nucléon, c’est-à-dire environ un million de fois plus importants que les sauts quantiques mis en jeu au cours des réactions chimiques qui intéressent les niveaux d’énergie électroniques des atomes. Par exemple, la combustion du carbone fournit environ 4 électronvolts par molécule de dioxyde de carbone CO2 formée, la fission de l’uranium, environ 200 mégaélectronvolts par atome, la fusion d’un noyau de deutérium et de tritium, environ 18 mégaélectronvolts. Ces résultats, convertis en unités pratiques, s’expriment ainsi : l’énergie potentielle contenue dans 1 kilogramme de charbon est équivalente à 9 kilowattheures (kWh), dans 1 kilogramme d’uranium à 24 × 106 kWh, et dans 1 kilogramme de mélange deutérium-tritium à 94 × 106 kWh.

Comme nous l’avons vu, la vie des étoiles est la manifestation « éclatante » des principes évoqués. L’énergie thermonucléaire dégagée par les réactions de fusion qui s’y produisent est la source du rayonnement considérable dont nous percevons les effets, notamment le rayonnement solaire. Le combustible qui alimente les réactions thermonucléaires subit en effet, tout au long de la vie de l’étoile, une évolution qui le conduit naturellement, dans la phase ultime (différente suivant le type d’étoile), vers l’état fer 5626Fe qui présente l’énergie potentielle minimale. Au cours de cette évolution, la température du cœur de l’étoile augmente par paliers successifs, chaque palier correspondant à une phase de combustion particulière. Dans les régions centrales du Soleil qui, lui, ne dépasse pas l’état 2814Si), par exemple, on estime la température de l’ordre de 20 millions de degrés, et la densité de l’ordre de 40 à 100 grammes par centimètre cube. La pression, supérieure à 1011 atmosphères, est équilibrée par les forces gravitationnelles considérables résultant de la masse solaire qui est d’environ 2 × 1030 kilogrammes. La concentration en noyaux d’hydrogène est élevée (supérieure à 70 p. 100), de sorte que les chaînes protons-protons jouent un rôle prépondérant (de l’ordre de 56 p 100) dans la production