Fission, fusion et énergie nucléaire
Transformations nucléaires
Fission, fusion et énergie nucléaire
Introduction
Les réactions nucléaires libèrent des quantités d'énergie considérables, bien supérieures à celles des réactions chimiques. C'est cette énergie qui alimente les centrales nucléaires et fait briller les étoiles. Il existe deux grands types de réactions nucléaires productrices d'énergie : la fission et la fusion.
Rappel : énergie et masse
Équivalence masse-énergie
Albert Einstein a montré en 1905 que la masse et l'énergie sont liées par la célèbre relation :
$$E = m \times c^2$$
- $E$ : énergie (en joules, $J$)
- $m$ : masse (en kilogrammes, $$\Delta m = Z \times m_p + N \times m_n - m_{\text{noyau}}$$0)
- $$\Delta m = Z \times m_p + N \times m_n - m_{\text{noyau}}$$1 : vitesse de la lumière dans le vide ($$\Delta m = Z \times m_p + N \times m_n - m_{\text{noyau}}$$2)
Défaut de masse
La masse d'un noyau est toujours inférieure à la somme des masses de ses nucléons pris séparément. Cette différence est le défaut de masse :
$$\Delta m = Z \times m_p + N \times m_n - m_{\text{noyau}}$$
- $$\Delta m = Z \times m_p + N \times m_n - m_{\text{noyau}}$$3 (masse du proton)
- $$\Delta m = Z \times m_p + N \times m_n - m_{\text{noyau}}$$4 (masse du neutron)
Ce défaut de masse correspond à l'énergie de liaison du noyau :
$$E_{\text{liaison}} = \Delta m \times c^2$$
Plus l'énergie de liaison par nucléon $$\Delta m = Z \times m_p + N \times m_n - m_{\text{noyau}}$$5 est grande, plus le noyau est stable.
La fission nucléaire
Principe
La fission est la cassure d'un noyau lourd en deux noyaux plus légers (appelés fragments de fission), accompagnée de l'émission de neutrons et d'une grande quantité d'énergie.
Exemple : fission de l'uranium 235
Lorsqu'un noyau d'uranium 235 absorbe un neutron lent, il devient instable et se scinde :
$$^{235}_{\;92} U + ^1_0 n \longrightarrow ^{144}_{\;56} Ba + ^{89}_{36} Kr + 3 \, ^1_0 n + \text{énergie}$$
Remarque : cette réaction n'est qu'un exemple parmi de nombreuses fissions possibles de l'uranium 235. Les fragments de fission varient d'une réaction à l'autre.
Réaction en chaîne
Les neutrons produits par une fission peuvent provoquer la fission d'autres noyaux d'uranium 235. C'est le principe de la réaction en chaîne :
- Si elle est contrôlée (en absorbant une partie des neutrons) → centrale nucléaire
- Si elle est non contrôlée (multiplication exponentielle) → bombe atomique
Bilan énergétique
La fission d'un seul noyau d'uranium 235 libère environ :
$$E \approx 200 \, MeV \approx 3{,}2 \times 10^{-11} \, J$$
C'est environ un million de fois plus d'énergie que la combustion d'un atome de carbone !
Pour un kilogramme d'uranium 235, l'énergie libérée est de l'ordre de $$\Delta m = Z \times m_p + N \times m_n - m_{\text{noyau}}$$6, soit l'équivalent de la combustion de 2000 tonnes de pétrole.
La fusion nucléaire
Principe
La fusion est l'assemblage de deux noyaux légers pour former un noyau plus lourd, avec libération d'énergie.
Exemple : fusion de l'hydrogène
Dans les étoiles, le cycle principal est la fusion de noyaux d'hydrogène (protons) en hélium. L'une des réactions de la chaîne proton-proton est :
$$^2_1 H + ^3_1 H \longrightarrow ^4_2 He + ^1_0 n + \text{énergie}$$
où $$\Delta m = Z \times m_p + N \times m_n - m_{\text{noyau}}$$7 est le deutérium et $$\Delta m = Z \times m_p + N \times m_n - m_{\text{noyau}}$$8 le tritium (isotopes de l'hydrogène).
Conditions nécessaires
La fusion nécessite des conditions extrêmes :
- Température de l'ordre de $$\Delta m = Z \times m_p + N \times m_n - m_{\text{noyau}}$$9 à $$E_{\text{liaison}} = \Delta m \times c^2$$0 pour vaincre la répulsion électrostatique entre les noyaux (tous positifs)
- Pression très élevée pour confiner les noyaux suffisamment proches
Ces conditions existent naturellement au cœur des étoiles. Sur Terre, les scientifiques tentent de les reproduire dans des réacteurs expérimentaux comme le projet ITER (en construction à Cadarache, en France).
Bilan énergétique
La fusion de deutérium et de tritium libère environ :
$$E \approx 17{,}6 \, MeV \approx 2{,}8 \times 10^{-12} \, J$$
par réaction. Rapportée à la masse de combustible, la fusion libère environ 4 fois plus d'énergie par kilogramme que la fission.
Comparaison fission / fusion
| Fission | Fusion | |
|---|---|---|
| Principe | Cassure d'un noyau lourd | Assemblage de noyaux légers |
| Combustible | Uranium 235, Plutonium 239 | Deutérium, Tritium |
| Conditions | Neutron lent incident | $$E_{\text{liaison}} = \Delta m \times c^2$$1, haute pression |
| Énergie/kg | $$E_{\text{liaison}} = \Delta m \times c^2$$2 | $$E_{\text{liaison}} = \Delta m \times c^2$$3 |
| Déchets | Fragments radioactifs à vie longue | Hélium (non radioactif) + neutrons |
| Application actuelle | Centrales nucléaires | Étoiles (sur Terre : en recherche) |
Applications de l'énergie nucléaire
Les centrales nucléaires (fission)
Dans une centrale nucléaire :
- La fission de l'uranium 235 chauffe de l'eau sous pression dans le circuit primaire
- Cette chaleur est transférée au circuit secondaire où l'eau se transforme en vapeur
- La vapeur fait tourner une turbine couplée à un alternateur qui produit de l'électricité
- La vapeur est refroidie par un circuit de refroidissement (tours aéroréfrigérantes ou eau de rivière)
En France, environ 70 % de l'électricité est produite par les centrales nucléaires.
L'énergie des étoiles (fusion)
Les étoiles comme le Soleil tirent leur énergie de la fusion nucléaire de l'hydrogène en hélium dans leur cœur, où la température atteint environ $$E_{\text{liaison}} = \Delta m \times c^2$$4.
L'énergie solaire qui parvient à la Terre provient donc de réactions de fusion nucléaire !
La médecine nucléaire
- Imagerie : la scintigraphie utilise des isotopes radioactifs (comme le technétium 99) injectés dans l'organisme pour observer le fonctionnement des organes.
- Thérapie : la radiothérapie utilise des rayonnements pour détruire les cellules cancéreuses.
- TEP (Tomographie par Émission de Positons) : utilise des isotopes émetteurs $$E_{\text{liaison}} = \Delta m \times c^2$$5 comme le fluor 18.
Enjeux et risques
Avantages de l'énergie nucléaire
- Pas d'émission directe de $$E_{\text{liaison}} = \Delta m \times c^2$$6 (lutte contre le changement climatique)
- Grande quantité d'énergie produite pour peu de combustible
- Production continue (indépendante de la météo)
Inconvénients et risques
- Déchets radioactifs : certains restent dangereux pendant des milliers d'années
- Risque d'accident : Tchernobyl (1986), Fukushima (2011)
- Matières fissiles : risque de prolifération nucléaire
L'essentiel à retenir
- La fission est la cassure d'un noyau lourd → réaction en chaîne → centrales nucléaires.
- La fusion est l'assemblage de noyaux légers → énergie des étoiles → projet ITER.
- $$E_{\text{liaison}} = \Delta m \times c^2$$7 relie masse et énergie : le défaut de masse correspond à l'énergie libérée.
- Les lois de conservation ($$E_{\text{liaison}} = \Delta m \times c^2$$8 et $$E_{\text{liaison}} = \Delta m \times c^2$$9) s'appliquent à toutes les réactions nucléaires.
- L'énergie nucléaire présente des avantages (pas de $$^{235}_{\;92} U + ^1_0 n \longrightarrow ^{144}_{\;56} Ba + ^{89}_{36} Kr + 3 \, ^1_0 n + \text{énergie}$$0, grande densité énergétique) et des risques (déchets, accidents).