Dans les disques protoplanétaires, l’eau est pratiquement omniprésente. Des études récentes sur la teneur en eau des premiers systèmes planétaires comme le nôtre montrent que l’eau est une molécule abondante et omniprésente, synthétisée à l’origine à la surface de minuscules grains de poussière interstellaire par hydrogénation d’oxygène gelé, rapporte la revue Elements. Dans le nuage moléculaire d’où émergera un nouveau système planétaire, l’oxygène s’attache et se fige sur les grains de poussière qu’il rencontre. Une fois qu’une molécule d’hydrogène croise cet oxygène gelé, de la glace d’eau se forme.
La réaction peut produire deux types d’eau: l’eau ordinaire, composée d’oxygène et d’hydrogène, ou l’eau lourde, composée d’oxygène et de deutérium – un isotope de l’hydrogène avec un proton et un neutron dans le noyau. La formation de glace d’eau autour des grains de poussière est la première étape d’un processus que les chercheurs appellent la «phase froide». Au fil du temps, la matière s’accumule au centre de la nébuleuse et la force gravitationnelle commence à agir. À mesure que les températures augmentent autour du centre – une zone que les experts appellent un corino chaud – la glace se transforme en vapeur d’eau. L’eau devient la molécule la plus abondante dans cette zone.
“Une corina chaude typique contient environ 10 000 fois plus d’eau que les océans de la Terre”, écrivent les deux auteurs, Cecilia Ceccarelli, astronome italienne à l’Institut des sciences planétaires et d’astrophysique de Grenoble, en France, et Fujun Du, astronome à la Montagne Pourpre. Observatoire, à Nanjing, Chine. Cette étape de sublimation de la glace en vapeur est la deuxième phase du processus, que les chercheurs appellent la «phase protostar».
Cette protoétoile n’a pas encore commencé sa réaction de fusion, mais elle commence à tourner; le gaz et la poussière qui l’entourent forment ce qu’on appelle le disque protoplanétaire, à partir duquel proviendront divers objets de ce nouveau système. La jeune étoile continue de gagner de la masse mais produit peu de chaleur; le disque protoplanétaire est encore froid.
Commence alors la troisième phase du processus: la vapeur d’eau formée lors de la deuxième phase se recondense dans les parties les plus froides du disque protoplanétaire; Les grains de poussière sont à nouveau recouverts de manteaux de glace. A partir de ces grains de poussière, entourés d’eau gelée, se forme progressivement un système planétaire: apparaissent des planètes, des comètes et des astéroïdes qui gravitent autour de leur étoile. C’est ainsi que la Terre est née.
Par conséquent, la synthèse de l’eau se produit à deux moments dans le temps, dans des conditions différentes: la première fois, lorsque le système est encore un nuage froid, la deuxième fois, lorsqu’un disque protoplanétaire est en formation. Dans notre système solaire, l’âge de l’eau formée à la suite de la première synthèse est de 4,5 milliards d’années. Afin de déterminer l’âge de l’eau sur Terre, il est nécessaire de déterminer quelle quantité de cette eau s’est retrouvée sur Terre.
Les chercheurs notent que le rapport des isotopes de l’hydrogène est essentiel pour comprendre l’origine de l’eau dans les corps planétaires. Durant la phase froide, la température est extrêmement basse, entraînant un phénomène appelé superdeutération. Dans ces conditions, davantage de deutérium pénètre dans la glace d’eau.
Au moment de la naissance de l’Univers, quelques secondes après le Big Bang, la quantité de deutérium était très faible: un seul atome de deutérium pour 100 000 atomes d’hydrogène standard (ou protium). Mais dans la corina chaude, à cause de la surdeutération qui la précède, l’abondance ne suit pas ce schéma. “Dans les korynes chaudes, le rapport HDO/H2O n’est que légèrement inférieur à 1:100. [L’abondance de l’eau doublement deutérée, D2O, est 1/1000 de celle de H2O, soit environ 107 fois supérieure à ce qui serait prédit à partir de l’élément D. rapport d’abondance /H]», déclarent les auteurs de l’étude.
Les chercheurs ont montré que l’abondance d’eau lourde est une caractéristique de la première synthèse. Pour savoir quelle quantité de cette eau a atteint la Terre, ils ont comparé les valeurs du rapport eau lourde/eau normale, HDO/H2O, sur Terre avec les valeurs des points chauds de Corino dans d’autres systèmes émergents. Des études antérieures ont montré que ce rapport est environ dix fois supérieur au rapport élémentaire D/H de l’Univers et donc à la naissance du Système solaire.
Les chercheurs estiment qu’entre 1 % et 50 % de l’eau de la Terre provient de la première phase de la naissance du système solaire; une grande partie de notre eau a donc 4,5 milliards d’années. Cette eau est «probablement héritée» des planétésimaux et non des comètes.
Le deutérium dans l’énergie nucléaire
Le deutérium est un isotope lourd de l’hydrogène. Il y a une quantité négligeable de deutérium dans l’eau potable – environ 150 atomes pour 1 million d’atomes d’hydrogène. L’eau de deutérium, également connue sous le nom d’eau lourde, est utilisée dans l’industrie nucléaire comme modérateur de neutrons rapides et comme liquide de refroidissement. Le deutérium est isolé de plusieurs manières: par électrolyse, rectification de l’hydrogène liquide ou de composés contenant de l’hydrogène. Des usines entières sont impliquées dans la production d’eau lourde qui, pour obtenir une forte concentration de deutérium, évapore des centaines de tonnes d’eau dans certaines conditions. Pour obtenir de l’eau lourde toxique, le deutérium doit être concentré plusieurs milliers de fois.
Le Japon a reçu le « premier plasma » du plus grand réacteur thermonucléaire du monde, JT-60SA, ces expériences au JT-60SA permettront de mieux préparer le lancement du réacteur en France. Aux étapes suivantes, les trajectoires de ces réacteurs divergeront. Le réacteur japonais ne peut fonctionner qu’avec du combustible au deutérium, tandis que le réacteur ITER pourra à terme passer à un combustible au deutérium-tritium plus efficace. Cependant, les expériences sur le JT-60SA permettront aux Japonais de développer leur propre centrale à fusion, le Projet DEMO, qu’ils ont l’intention de construire d’ici 2050. Entre-temps, l’industrie est dominée par les Chinois, dont les réacteurs thermonucléaires expérimentaux chauffent le plasma à des températures supérieures à 100 millions de °C pendant des centaines de secondes.
Dans de nombreux pays du monde, des recherches et des expérimentations sont aujourd’hui menées pour mettre la fusion thermonucléaire au service de l’énergie et développer un modèle de réacteur thermonucléaire industriel. Malheureusement, ces projets se heurtent à de nombreux problèmes techniques et scientifiques. L’un d’eux est l’absorption de l’hydrogène par la paroi interne du réacteur. Pour la première fois au monde, l’Université nationale de recherche MEPhI a développé un modèle mathématique conçu pour aider à résoudre ce problème.
Le cœur d’un réacteur thermonucléaire est une chambre dans laquelle brûle du plasma chaud: se produit le processus de synthèse d’atomes d’hélium à partir d’atomes d’hydrogène. Les champs magnétiques empêchent le plasma brûlant d’entrer en contact avec la surface de la chambre, mais, malheureusement, il est impossible d’éliminer complètement l’interaction du plasma et des parois du réacteur.
De minuscules «jets» de plasma chaud peuvent frapper la paroi, éliminant de petits fragments et particules – parfois littéralement des atomes uniques. Ces particules qui se détachent de la paroi volent d’abord autour de la chambre du réacteur pendant un certain temps, puis se déposent sur la paroi. Le problème, cependant, n’est même pas cela, mais que les particules se détachent de la surface, se déposent, entraînent avec elles des atomes du gaz de travail du plasma – et ce sont divers isotopes de l’hydrogène.
Ce processus est appelé co-dépôt, c’est-à-dire le dépôt conjoint de particules de tungstène et d’hydrogène sur la surface. En conséquence, un film saturé d’hydrogène se développe à la surface de la chambre de l’installation thermonucléaire. C’est ce mécanisme qui est responsable de l’essentiel de l’accumulation d’hydrogène dans la chambre.
C’est mauvais pour trois raisons. Premièrement, le gaz de travail dans un réacteur thermonucléaire contient un isotope radioactif de l’hydrogène – le tritium. Son accumulation dans la paroi du réacteur peut créer des risques pour la radioprotection. Deuxièmement, le tritium est une matière première très coûteuse, et s’il est perdu au cours du processus de travail, cela affecte négativement la rentabilité du réacteur à fusion.
Troisièmement, au moment des décharges de plasma, la surface se réchauffera et l’hydrogène absorbé sera libéré – et cela affectera déjà la réaction thermonucléaire elle-même. Tout hydrogène qui sera libéré de la paroi du réacteur sera froid par rapport au plasma. L’énergie du plasma dans le réacteur, mesurée en volts électriques, sera environ 100 000 fois supérieure à l’énergie de l’hydrogène libéré par la paroi. Et l’hydrogène froid peut affecter négativement la combustion du plasma.
Le problème le plus important qui est résolu aujourd’hui dans le cadre du projet international de réacteur thermonucléaire ITER est de prédire l’accumulation d’hydrogène dans les parois du réacteur – et cela, à son tour, est nécessaire, par exemple, pour savoir comment il sera souvent nécessaire de «désinfecter» les murs de l’hydrogène accumulé. Stepan Krat, chercheur principal au Département de physique des plasmas de l’Université nationale de recherche nucléaire “MEPhI”, est devenu l’auteur du premier modèle mathématique au monde du processus d’accumulation d’hydrogène à la surface d’un réacteur thermonucléaire.
L’un des points importants de la théorie proposée est qu’elle examine le comportement des différents isotopes de l’hydrogène au cours de ce processus. Les réacteurs à fusion de puissance proposés (dont ITER) utiliseront un mélange de deux isotopes de l’hydrogène: le deutérium et le tritium. La densité spécifique de ces deux gaz est différente (le tritium est plus lourd). Stepan Krat et ses collègues ont été les premiers à émettre l’hypothèse que les paramètres des processus de coprécipitation du deutérium et du tritium différeraient les uns des autres et que la situation d’un mélange de ces deux gaz obéirait au troisième ensemble de paramètres.
Le modèle théorique proposé décrit le cas d’un mélange de deux ou plusieurs isotopes de l’hydrogène et montre que les mécanismes de leur absorption par les parois du réacteur obéissent à des schémas non linéaires complexes, dépendant de nombreux facteurs. Les résultats de la simulation ont été publiés dans le Journal of Nuclear Materials (lien externe). Outre Stepan Krat, les co-auteurs de la publication étaient des employés de l’Université nationale de recherche nucléaire MEPhI Yuri Gasparyan et Alexander Prishvitsyn. Après sa publication, l’hypothèse de Stepan Krat a été testée expérimentalement à l’Université nationale de recherche nucléaire (MEPhI) sur un mélange de deux isotopes non radioactifs de l’hydrogène: le deutérium et le protium.