1L’ensemble des phénomènes physiques observés dans l’univers est décrit par 4 interactions fondamentales* : la gravitation, l’interaction électromagnétique, l’interaction nucléaire faible et l’interaction nucléaire forte, dont l’intensité relative dépend de l’échelle considérée. Toute la matière qui nous entoure est constituée d’atomes massifs. La masse d’un corps représente son énergie interne, ce qui est exprimé par la célèbre expression E = mc² découverte par Albert Einstein (c étant la vitesse de la lumière). Chaque atome se compose d’électrons* (de charge négative) gravitant autour d’un noyau compact contenant des nucléons : les protons (de charge positive) et les neutrons (neutres) concentrant la majeure partie de la masse de l’atome.

2Au niveau microscopique, la masse d’un corps est la somme des masses des constituants moins une énergie dite « de liaison », assurant la cohésion du corps. La masse d’un atome est donc plus faible que la masse des électrons et des nucléons qui le composent. La cohésion du noyau est assurée par l’interaction entre les nucléons (via les interactions nucléaires, prédominantes à cette échelle). Le nombre de protons d’un noyau atomique détermine la nature de chaque élément. L’atome le plus petit est l’hydrogène composé d’un proton* et d’un électron ; le plus gros présent dans la nature est l’uranium 238 (noté ²³⁸U) avec 238 nucléons : 92 protons (autant que d’électrons) et 146 neutrons. À même nombre de protons, un noyau peut avoir un nombre différent de neutrons : on parle alors d’isotope ; par exemple l’uranium 235 (²³⁵U) et ses 143 neutrons. On peut définir, pour chaque noyau, une énergie moyenne de liaison par nucléon dont l’ordre de grandeur est le MeV. Plus cette énergie est grande, plus le noyau est lié – et il est donc plus difficile de le faire changer d’état. Tout changement des liaisons d’un système est soit accompagné d’émission d’énergie si le nouveau système est plus lié, soit nécessite un apport d’énergie pour que ce changement soit possible. La figure montre qu’en fusionnant deux noyaux plus légers que le fer (maximum de stabilité) ou en fissionnant un noyau plus lourd, une quantité d’énergie très importante est libérée. Notons par comparaison qu’une réaction chimique libère, par changement des liaisons chimiques (interactions entre certains électrons), une énergie sensiblement inférieure : par exemple, l’oxydation* du méthane (combustion) libère un peu moins de 10 eV pour produire de l’eau et du CO₂.

Radioactivité

3La plupart des noyaux des atomes de la nature sont stables : ils ne changent pas d’état. Mais certains noyaux sont radioactifs, c’est à-dire qu’ils émettent spontanément une radiation pour arriver dans un état plus lié : ils se désintègrent. Si le noyau « fils » ainsi produit n’est pas stable, alors il se désintègre à son tour, formant une chaîne radioactive. La radioactivité est caractérisée par le type de rayonnement émis et par une durée de vie (encore appelée période) radioactive. Une propriété fondamentale de la radioactivité est que la probabilité qu’un noyau se désintègre dans un temps donné est indépendante de « l’âge » du noyau. Ceci entraîne la décroissance exponentielle d’une population initiale de noyaux radioactifs : à l’issue de chaque période radioactive*, la population de noyaux est divisée par 2. L’activité* radioactive d’une certaine quantité de noyaux est exprimée par le nombre de désintégrations* par seconde : 1 désintégration* par seconde = 1 Becquerel (Bq). Par exemple, l’activité d’un être humain est d’environ 8 000 Bq. L’origine des noyaux radioactifs naturels est stellaire (sauf pour le ¹⁴C qui est constamment produit dans l’atmosphère et qui est responsable, avec le potassium 40, de la radioactivité des êtres vivants) et leur quantité sur Terre ne cesse de décroître depuis la formation de notre planète ; ainsi, à l’exception du¹⁴ C, il ne reste plus que les noyaux ayant de longues périodes radioactives* (comme l’²³⁸U et l’²³⁵U qui ont des périodes de 4,5 milliards d’années et 700 000 ans respectivement) ou leurs descendants dans les chaînes radioactives (comme le radon dans la chaîne de l’²³⁸U). Il est aussi possible de fabriquer par réaction des noyaux radioactifs de façon volontaire (applications médicales) ou incontournable (réacteurs nucléaires). Les différents rayonnements émis par les noyaux radioactifs sont les particules α (noyau d’hélium 4), les particules β (électrons ou positrons, antiparticules des électrons) ou les photons dits γ. On parle donc de radioactivité α, β ou γ.

Fission

4La fission d’un noyau correspond à sa division en 2 fragments de masses voisines ; les nucléons des noyaux lourds étant moins solidement liés les uns aux autres que les noyaux de masse intermédiaire (figure), la fission libère de l’énergie qui peut être récupérée sous forme de chaleur. Les fragments sont très instables et se désexcitent vers des noyaux souvent radioactifs, les produits de fission, qui constituent les cendres ultimes de la fission. L’absorption d’un neutron peut aussi générer la fission de certains noyaux lourds (alors excités) : c’est la fission induite qui est accompagnée par l’émission de quelques neutrons rapides (~ 2 MeV) et photons γ. Cette absorption d’un neutron par un noyau est assez aisée à réaliser car le neutron n’est pas repoussé par ce dernier. Toutefois, elle ne conduit pas toujours à une fission et peut produire un noyau plus lourd. On parle de « probabilité de fission » ou de « capture ». Pour certains noyaux lourds, la fission est la réaction la plus probable, même par absorption de neutrons lents ou « thermiques » (< 1 eV) : ce sont les noyaux fissiles. C’est le cas par exemple de l’²³⁵U (le seul noyau fissile de la nature) ou du plutonium 239. Supposons que la fission de l’²³⁵U conduise à la formation de 2 fragments ayant (235+1)/2 = 118 nucléons ; la figure montre que le gain d’énergie de liaison est d’environ 0,8 MeV par nucléon, soit pour 236 nucléons, un peu moins de 200 MeV : c’est l’ordre de grandeur de l’énergie libérée par une fission (20 millions de fois plus que la combustion du méthane). Cette énergie n’est utile que si elle est produite de façon continue : ceci est possible grâce aux quelques neutrons (de 2 à 3) produits par chaque fission qui peuvent être réutilisés pour induire de nouvelles fissions, formant une réaction en chaîne. La réaction est dite « critique » si chaque fission entraîne une nouvelle fission. Si elle en produit un peu moins, la réaction s’arrête rapidement, sinon elle diverge.

Fusion

5La fusion de deux noyaux légers en un noyau plus lourd conduit à un gain d’énergie de liaison par nucléon considérable (supérieur à celui de la fission). Par exemple, la fusion de 4 noyaux d’hydrogène conduit, en quelques étapes, à la formation d’un hélium (⁴He) : c’est la réaction dominante au cœur des étoiles de la taille de notre Soleil. Pour que cette fusion ait lieu, il faut que le gaz soit ionisé (on parle de plasma) et très dense, et que la tem pérature soit très élevée (au-delà de 107 K) afin de vaincre la répulsion électrostatique* entre les noyaux. La réaction de fusion proton-proton est très peu probable, ce qui garantit la stabilité des étoiles (le confinement étant assuré par la gravité) mais ne peut être envisagé pour la production d’énergie sur Terre. Par contre, d’autres réactions de fusion sont beaucoup plus probables et très exo-énergétiques. Par exemple la fusion du deutérium (D) et du tritium (T) pour former un ⁴He et 1 neutron libère près de 18 MeV. Pour être rentable, l’énergie produite doit être supérieure aux pertes thermiques subies par le plasma, ce qui impose une valeur minimale au produit de la densité des ions par le temps de confinement* du plasma. Deux voies semblent prometteuses : soit on diminue la densité en essayant d’atteindre de longs temps de confinement au moyen de champs magnétiques (projet ITER) soit on comprime fortement et rapidement de microbilles de D-T pour atteindre la température et la densité nécessaire au démarrage de la fusion ; c’est le confinement inertiel obtenu au moyen de lasers très puissants (projet Laser Mégajoule).