Fusion nucléaire

La combinaison de petits noyaux comme l'hydrogène pour en produire de plus gros comme l'hélium est appelée fusion nucléaire. Parce que les noyaux doivent surmonter la répulsion électrostatique, les réactions de fusion nécessitent des températures de 40 millions de kelvins ou plus et ainsi sont appelées réactions thermonucléaires. Les nucléides dont le nombre de masse est compris entre 40 et 100 ont des énergies de liaison élevées par nucléon et sont généralement stables.

Ainsi, des noyaux plus légers avec de faibles énergies de liaison nucléaire par nucléon ont tendance à se combiner, donnant des noyaux plus lourds avec des énergies de liaison plus élevées. La différence entre les énergies de liaison nucléaire de nucléides de produit et de réactif génère une quantité énorme d'énergie. Notamment, l'énergie libérée lors de la formation d'un gramme d'hélium-4 est nettement supérieur à celle de la fission d'un gramme d'uranium 235.

Alors, la fusion sert-elle à produire de l'électricité Eh bien, pas encore! Aux températures élevées requises pour la fusion, toutes les molécules se dissocient en atomes qui s'ionisent, formant un plasma. Pour de telles réactions, un champ magnétique puissant en forme de tore servant de réacteur.

Cependant, son utilisation efficace reste un défi technique. En effet, la fusion de l'hydrogène en hélium est l'un des principaux procédés de combustion de l'hydrogène dans les étoiles de la séquence principale comme le soleil. Une fois que les étoiles commencent la fusion d'hélium, deux noyaux d'hélium combinent en béryllium-8.

Contrairement à l'hélium-4, le béryllium-8 est très instable, ce qui en fait une réaction de fusion endothermique facilement inversée. À mesure que la fusion de l'hélium s'accélère, le béryllium-8 devient plus abondant et fusionne avec l'hélium-4, produisant du carbone-12 à l'état excité, qui se détend parfois en carbone-12 stable. Dans les étoiles massives, une chaîne de réactions de fusion initiée par la combinaison de carbone-12 et d'hélium-4 produit une séquence d'éléments allant jusqu'au magnésium-24.

Plus les réactions de fusion créent des nucléides lourds, plus la différence d'énergie de liaison entre les réactifs et les produits diminue, moins ces réactions produisent d'énergie. La séquence se termine par le nickel-56, qui possède l'une des énergies de liaison les plus élevées par nucléon. Les éléments plus lourds sont plutôt produits par de multiples événements de capture de neutrons ou de protons juste avant et pendant les explosions uniques d'étoiles, ou supernovae.