Ce cours vous introduit à la physique subatomique, c'est à dire à la physique du noyau et à celle des particules élémentaires. Plus spécifiquement les questions adressées sont les suivantes : - Quels sont les concepts de la physique des particules et comment sont-ils implémentés? - Quelles sont les propriétés du noyau atomique et comment peut on les utiliser? - Comment accélérer et détecter des particules et mesurer leurs propriétés? - Qu’est-ce qu’on apprend à partir des réactions de particules à haute énergie et leurs désintégrations? - Comment fonctionnent les interactions électromagnétiques et comment peut-on les mettre à contribution? - Comment fonctionnent les interactions fortes et pourquoi sont-elles difficiles à comprendre? - Comment fonctionnent les interactions faibles et pourquoi sont-elles spéciales? - Quelle est la masse des objets au niveau subatomique, et comment y intervient le Higgs? - Que peut-on apprendre de la physique des particules concernant l’astrophysique et l’Univers tout entier? Le cours est structuré en sept modules. Suivant le premier module qui introduit notre sujet, les modules 2 (Physique nucléaire) et 3 (Accélérateurs et détecteurs) dépendent peu du reste du cours et peuvent être étudiés séparément. Les modules 4 à 7 approfondissent les notions de la matière et des forces élémentaires.
2.10 Fusion, soleil et lTER
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En provenance du cours de University of Geneva
Physique des particules - une introduction
51 notes
À partir de la leçon
Physique nucléaire
Pendant ce deuxième module on parle de la physique du noyau atomique et de ses applications. On visitera les travaux pratiques nucléaire de l’UniGe pour voir les expériences sur la radioactivité. A la fin du module, on visitera un réacteur expérimental à fusion et une centrale nucléaire.
Rencontrer les enseignants
Martin PohlProfesseur ordinaire
Département de physique nucléaire et corpusculaire
Mercedes PanicciaCollaboratrice scientifique
Département de Physique Nucléaire et Corpusculaire
[MUSIQUE] Dans ce deuxième module,
on est en train de faire le tour de la physique du noyau atomique.
Et dans cette dixième vidéo, on parlera
de comment on peut transformer une
partie de l'énergie de liaison
en énergie thermique, par fusion de deux noyaux.
Le but, après avoir regardé ces vidéos, ce sera de connaître le
principe de libération d'énergie par fusion nucléaire,
savoir comment les étoiles arrivent à produire leur énergie par fusion,
et aussi arrivent à produire des éléments lourds, et enfin de connaître
les applications qu'on peut voir dans les centrales futures.
Donc, revenons sur le spectre de l'énergie de liaison par
nucléon en fonction du nombre de masse.
On a un maximum qui se situe dans le groupe du fer,
autour du nombre de masse égal à 60.
Pour A plus petit que 60, donc les noyaux légers,
on a une dépendance de l'énergie du nombre de masse plus importante,
par rapport à ce que l'on voit pour les noyaux lourds.
Donc, les noyaux légers sont généralement moins fortement liés,
sauf pour les noyaux magiques du type de l'hélium 4.
On peut donc envisager d'utiliser la forte variation de l'énergie
de liaison par nucléon en fonction du nombre de masse
de ces noyaux légers comme source d'énergie, par fusion nucléaire.
Le rendement en énergie, dans la fusion nucléaire, est plus grand que
le rendement de la fission, mais le rendement par noyau va être plus petit,
parce que le nombre de masse A est plus petit.
Par contre, les noyaux légers sont beaucoup plus abondants que les noyaux
lourds, ce qui rend la fusion un processus intéressant.
La fusion est, en effet,
le processus qui est responsable de produire l'énergie des étoiles.
On a une fusion si deux noyaux légers arrivent à se rapprocher suffisamment
pour fusionner.
Mais pour que cela soit possible, il faut surmonter la barrière de Coulomb.
Le potentiel est maximum quand les deux noyaux se touchent.
Par exemple, pour un noyau qui a un nombre de masse égal à 8,
on a un potentiel de 4 MeV, et donc, une énergie cinétique de
quelques MeV permettrait de surmonter la barrière de Coulomb.
Comment est-ce qu'on pourrait fournir une telle énergie cinétique
pour arriver à réaliser la fusion?
Eh bien, on pourrait chauffer à des températures très élevées.
Si un noyau a une énergie cinétique, un des deux noyaux,
de 2 MeV, on peut calculer la température comme rapport entre cette
énergie et la constante de Boltzmann, et on trouve 10 milliards de kelvins.
Les températures typiques à l'intérieur du Soleil sont de 15 millions de kelvins.
Mais, la queue de la distribution de Maxwell atteint quand même les
10 milliards de kelvins nécessaires pour enclencher la fusion.
Actuellement, dans le coeur du Soleil, fusionnent environ 627 millions de
tonnes d'hydrogène, qui vont produire 622,7 millions de tonnes d'hélium.
La différence de masse de 4,3 millions de tonnes d'hydrogène
équivaut à la masse de la pyramide de Gizeh.
Et ceci équivaut à une énergie lumineuse produite
qui est de 4 10^26 joules.
Le Soleil va brûler encore pour un milliard d'ans,
avant de brûler tout le carburant.
Donc, à l'intérieur des étoiles, on a les conditions idéales pour la fusion.
Le Soleil a une masse de 10^30 kilos,
principalement sous forme d'hydrogène ionisé, et la source de l'énergie
c'est la fusion d'hydrogène, donc la transformation d'hydrogène en hélium.
Ceci peut se produire par différentes réactions, qu'on appellent cycles.
Dans notre Soleil,
le cycle principal c'est le cycle proton-proton, qui est ici décrit.
Donc, on a une première étape où l'hydrogène
fusionne et donne du deutérium, et libère aussi
un positron avec un neutrino, et l'énergie libérée, c'est de 0,42 MeV.
Ensuite, dans la deuxième étape, le deutérium plus un hydrogène
vont fusionner pour donner de l'hélium 3, accompagné d'un photon,
et l'énergie libérée équivaut à 5,49 MeV.
La troisième étape, c'est la fusion de deux noyaux d'hélium 3,
qui vont donner de l'hélium 4, plus deux hydrogènes,
et vont libérer 12,86 MeV.
Il faut dire qu'en effet la troisième étape dans le cycle proton-proton pourrait
se passer différemment, mais ceci est le processus plus important dans
notre Soleil.
Cette troisième étape va, en effet, libérer une très grande énergie,
parce que l'hélium 4, qui est le noyau qui va être produit,
est un noyau très stable, c'est un noyau doublement magique.
Un cycle proton-proton comme ceci brûle 4 noyaux d'hydrogène,
pour produire un noyau d'hélium 4, deux positrons, deux neutrinos,
deux gamma, et libère 24,68 MeV d'énergie.
Les positrons vont s'annihiler avec les électrons, donc la matière de l'étoile,
et vont donner une ultérieure contribution à l'énergie libérée.
Les gamma aussi peuvent interagir avec la matière stellaire
en déposant leur énergie.
Les neutrinos, par contre, s'échappent.
L'hélium 4, ensuite, pourrait produire du carbone, par double fusion.
Ici, on montre un deuxième processus de fusion d'hydrogène,
qui est plus important dans des étoiles massives.
C'est le cycle qu'on appelle carbone-azote-oxygène.
Et à travers ce cycle, on arrive
à synthétiser des éléments lourds dans les étoiles, donc tous les éléments qui vont
de l'azote à l'oxygène, comme montrés dans les différentes équations de réaction.
En plus des positrons sont produits des neutrinos et des photons.
Donc, des éléments allant jusqu'au fer peuvent être produits dans les étoiles,
via des processus de fusion.
Et même au-delà du fer, on trouve des éléments stables et instables qui peuvent
être produits sous des conditions favorables.
Dans les rayons cosmiques, on trouve des éléments qui vont jusqu'au fer et au-delà.
Donc, dans ce graphe, on a l'abondance des éléments
dans le système solaire en bleu, et dans les rayons cosmiques en noir.
Les éléments qui vont au-delà du fer dans
les rayons cosmiques sont souvent produits dans des explosions de supernovas.
La composition chimique des rayons cosmiques est après modifiée
par l'interaction avec les milieux interstellaires,
lors de leur propagation dans l'univers.
Un exemple, c'est le groupe lithium-beryllium-boron,
qui est plus abondant dans le rayon cosmique que dans le système solaire,
et ceci c'est parce que dans les rayons cosmiques,
ces éléments sont produits par spallation des noyaux plus lourds.
En général, l'abondance des noyaux impairs est plus importante
dans le rayons cosmiques qu’à l'intérieur des étoiles.
Et des expériences comme AMS-02 qui est installée sur la station spatiale
depuis 2011, et actuellement prend encore des données,
mesurent l'abondance des éléments, mais aussi leur spectre d'énergie,
dans des rayons cosmiques proches de la Terre.
Actuellement, il y a un effort mondial pour maîtriser la fusion thermonucléaire
sous des conditions contrôlées pour pouvoir en tirer de l'énergie.
On a observé divers processus de fusion, entre deutérium et tritium,
mais dans des conditions de laboratoire.
Le processus plus important, c'est la fusion de deutérium et tritium
en hélium 4, avec une énergie libérée de 17,6 MeV.
La difficulté technique pour la fusion, c'est d'arriver à contenir le
carburant suffisamment longtemps et à des températures suffisamment élevées
pour permettre de surmonter la barrière de Coulomb.
On arrive à contenir le plasma chaud par deux méthodes.
Soit par confinement magnétique,
où le plasma circule sur une trajectoire hélicoïdale,
soit par un confinement inertiel, où l'énergie électromagnétique est
injectée par un laser ou des ions lourds, dans une petite région qui contient le carburant.
Le plus grand projet qu'on a actuellement en construction, c'est ITER,
c'est un réacteur thermonucléaire expérimental international,
qui est en construction dans le Sud de la France.
Dans la prochaine vidéo, on visitera une
installation d'imagerie par résonance magnétique, ainsi
qu'une centrale nucléaire suisse, où on verra comment les centrales sont opérées.
[MUSIQUE]
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