miniatura|Diagrama de fusió del deuteri i el triti per formar Heli 4. La fusió nuclear consisteix en una reacció en la qual dos nuclis atòmics (per exemple de deuteri) es converteixen en un nucli més pesant (en l'exemple heli), aquesta reacció va acompanyada de l'emissió de partícules (en l'exemple del deuteri un neutró). Aquestes reaccions poden produir una gran emissió d'energia, en forma de raigs gamma i d'energia cinètica de les partícules emeses. Aquesta emissió d'energia és apreciable disminució de massa per la famosa fórmula d'Einstein (E=mc²).
A diferència de la fissió, que es basa a trencar un àtom molt pesant (d'urani o de plutoni, per exemple) i fer-ne aparèixer de més lleugers (radi entre d'altres), la fusió consisteix a unir àtoms lleugers i convertir-los en un de més pesant. Els residus radioactius resultants tenen un període de semidesintegració extremadament curt en comparació amb els de la fissió. Aquests poden ser del voltant d'un dia. És a dir, que en més o menys un dia, deixen de ser radioactius, o redueixen molt la seva perillositat, tot i que en el cas de l'urani aquest pot trigar més de 300.000 anys a deixar de ser radioactiu.
La fusió nuclear no s'ha de confondre amb la fusió de nucli, que fa referència a l'accident en què la part més interna (nucli) d'un reactor nuclear es fon com a resultat d'un sobreescalfament produït per una refrigeració deficient.
Desenvolupament de la fusió nuclear El descobriment de la fusió nuclear passà per diverses etapes: el 1920 l'astrofísic Arthur Eddington suggerí que l'energia de les estrelles és causat per la fusió d'àtoms d'hidrogen amb d'heli; el 1934 Ernest Rutherford realitzà un experiment que implicaria el fonament per a la investigació de la fusió nuclear; i el 1939 el físic nuclear Hans Bethe descriví aquesta fusió amb més detall amb el model de la cadena de protó a protó.
Fins al moment, la fusió nuclear controlada solament s'utilitza en la investigació de futurs reactors de fusió, tot i que encara no s'han assolit reaccions de fusió que serveixin per a generar energia de forma útil, cosa que s'espera assolir amb la construcció del reactor nuclear de fusió ITER.
El 21 maig 2000 s'anuncia que científics nord-americans han superat un dels problemes de la fusió nuclear usant el model Tokamak, el fenomen anomenat "maneres localitzades en el bord", o ELMs (per les seves sigles en anglès), que provocaria una erosió de l'interior del reactor, obligant al seu reemplaçament freqüent. En un article publicat el diumenge 21 de maig de 2006 en la revista britànica Nature Physics, un equip dirigit per Todd Evans, de l'empresa General Atomics, Califòrnia, anuncia que un petit camp magnètic ressonant, provinent de les bobines especials situades en l'interior de l'atuell del reactor, crea una interferència magnètica "caòtica" en la vora del plasma que deté la formació de flux.
El 24 de maig de 2006 els set socis del projecte ITER (Unió Europea, Japó, Estats Units, Corea del Sud, l'Índia, Rússia i Xina) van signar a Brussel·les l'acord internacional per al llançament del reactor de fusió internacional, que es construirà en Cadarache, en el sud-est de França, usant el disseny Tokamak. Els costos de construcció del reactor es van estimar en 4.570 milions d'euros, i la durada de la construcció en 10 anys. La UE i França es van comprometre a contribuir amb el 50% del cost, mentre que les altres sis parts van acordar aportar cadascuna al voltant del 10%.
El 21 de novembre de 2006 el projecte ITER ha estat batejat a París. Els socis que portaran a terme aquest projecte han signat un acord de caràcter provisional en el palau de L'Elysée. Els documents signats van ser lliurats al representant de l'Agència Internacional d'Energia Atòmica formalment. L'organisme ITER començarà les operacions fins que entri en vigència l'acord de manera definitiva, cap a 2007. Per al projecte es compta amb un pressupost inicial de 10.000 milions d'euros, dels quals gran part seran invertits en la construcció del mateix reactor. Com a dada curiosa cal afegir que, en cas d'aconseguir-se la fusió nuclear controlada a gran escala, una milla quadrada d'aigua contindria la mateixa energia que tots els jaciments petroliers coneguts i els que s'estimen sense descobrir. Corria el rumor que en els anys 80 un grup de científics de UCLA (Universitat de Califòrnia de Los Angeles, per les seves sigles en anglès) havia assolit la fusió sense necessitat de subministrar energia (fusió freda) amb un litre d'oli. Temps després la comissió Nobel de física va desmentir aquestes asseveracions.
Fusió nuclear a les estrelles miniatura|La reacció protó-protó en cadena, branca I, domina en estrelles de la grandària del Sol o menors miniatura|El cicle CNO domina en estrelles més pesades que el Sol
Un important procés de fusió és la nucleosíntesi estel·lar que alimenta les estrelles, inclòs el Sol. En el , es va reconèixer que l'energia alliberada per les reaccions de fusió nuclear explica la longevitat de la calor i la llum estel·lars. La fusió de nuclis en una estrella, a partir de la seva abundància inicial d'hidrogen i heli, proporciona aquesta energia i sintetitza nous nuclis. En funció de la massa de l'estrella (i, per tant, de la pressió i la temperatura del seu nucli), intervenen diferents cadenes de reaccions.
Cap el 1920, Arthur Eddington va anticipar el descobriment i el mecanisme dels processos de fusió nuclear en les estrelles, en el seu article La constitució interna de les estrelles. En aquells dies, es desconeixia la font d'energia estel·lar; Eddington va especular correctament que la font era la fusió de l'hidrogen en heli, alliberant una enorme energia segons Equació d'Einstein . Es tractava d'un avanç especialment notable, ja que en aquella època encara no s'havia descobert la fusió ni l'energia termonuclear, ni tan sols que les estrelles estiguessin compostes en la seva major part per hidrogen (vegeu metal·licitat). L'article de Eddington raonava que:
La principal teoria de l'energia estel·lar, la hipòtesi de la contracció, hauria de fer que la rotació d'una estrella s'accelerés visiblement a causa de la conservació del moment angular. Però les observacions de les estrelles variables Cefeides van mostrar que això no ocorria. L'única altra font plausible d'energia coneguda era la conversió de matèria en energia; Einstein havia demostrat uns anys abans que una petita quantitat de matèria equivalia a una gran quantitat d'energia. Francis Aston també havia demostrat recentment que la massa d'un àtom d'heli era aproximadament un 0,8% menys que la massa dels quatre àtoms d'hidrogen que, combinats, formarien un àtom d'heli (segons la teoria de l'estructura atòmica llavors vigent, que sostenia que el pes atòmic era la propietat distintiva entre els elements; els treballs de Henry Moseley i Antonius van den Broek demostrarien més tard que la càrrega nucleica era la propietat distintiva i que, per tant, un nucli d'heli estava format per dos nuclis d'hidrogen més massa addicional). Això suggeria que si tal combinació podia ocórrer, alliberaria una energia considerable com a subproducte. Si una estrella contingués només un 5% d'hidrogen fusible, bastaria per a explicar com obtenen la seva energia les estrelles. (Ara se sap que la majoria de les estrelles "ordinàries" contenen molt més del 5% d'hidrogen). També podrien fusionar-se altres elements, i altres científics havien especulat amb què les estrelles eren el "gresol" en el qual els elements lleugers es combinaven per a crear elements pesants, però sense mesuraments més precisos de les seves masses atòmiques no es podia dir res més en aquell moment.
Física del procés miniatura|El Sol és una estrella de seqüència principal i, per tant, genera la seva energia mitjançant la fusió nuclear de nuclis d'hidrogen en heli. En el seu nucli, el Sol fusiona 620 milions de tones mètriques d'hidrogen per segon.
Perquè pugui ocórrer la fusió ha de superar-se una important barrera d'energia produïda per la força electroestàtica. A grans distàncies, dos nuclis es repel·leixen a causa de la força de repulsió electroestàtica entre els seus protons, carregats positivament. No obstant això, si es poden acostar dos nuclis prou, a causa de la interacció nuclear forta, que en distàncies curtes és major, es pot superar la repulsió electroestàtica.
Quan un nucleó (protó o neutró) s'afegeix a un nucli, la força nuclear atreu a altres nucleons, però —a causa del curt abast d'aquesta força— principalment als seus veïns immediats. Els nucleons de l'interior d'un nucli tenen més veïns nucleons que els existents en la superfície. Ja que la relació entre àrea de superfície i volum dels nuclis menors és major, en general l'energia d'enllaç per nucleó a causa de la força nuclear augmenta segons la grandària del nucli, però s'aproxima a un valor límit corresponent al d'un nucli el diàmetre del qual equivalgui al de gairebé quatre nucleons. D'altra banda, la força electroestàtica és inversa al quadrat de la distància. Així, a un protó afegit a un nucli l'afectarà una repulsió electroestàtica de tots els altres protons. Per tant, a causa de la força electroestàtica, quan els nuclis es fan més grans, l'energia electroestàtica per nucleó augmenta sense límit.
esquerra|350px|miniatura|En distàncies curtes la interacció nuclear forta (atracció) és major que la força electroestàtica (repulsió). Així, la major dificultat tècnica per a la fusió és aconseguir que els nuclis s'acostin prou perquè ocorri aquest fenomen. Les distàncies no estan a escala.
El resultat net d'aquestes forces oposades és que generalment l'energia d'enllaç per nucleó augmenta segons la grandària del nucli, fins a arribar als elements ferro i níquel, i un posterior descens en els nuclis més pesants. Finalment, l'energia d'enllaç nuclear es converteix en negativa, i els nuclis més pesats (amb més de 208 nucleons, corresponents a un diàmetre d'uns sis nucleons) no són estables. Quatre nuclis molt estretament units, en ordre decreixent d'energia d'enllaç nuclear, són 62Ni, 58Fe, 56Fe, i 60Ni. A pesar que l'isòtop de níquel 62Ni és més estable, l'isòtop de ferro 56Fe és un ordre de magnitud més comuna. Això es deu a la taxa més gran de desintegració del 62Ni a l'interior de les estrelles, impulsada per l'absorció de fotons.
Una notable excepció a aquesta tendència general és el nucli heli 4He, l'energia d'enllaç del qual és major que la del liti, el següent element per increment de pes. En el principi d'exclusió de Pauli es proporciona una explicació a aquesta excepció: pel fet que els protons i els neutrons són fermions, no poden existir en el mateix estat. A causa que el nucli del 4He està integrat per dos protons i dos neutrons, de manera que els seus quatre nucleons poden estar en l'estat fonamental, la seva energia d'enllaç és anormalment gran. Qualsevol nucleó addicional hauria de situar-se en estats d'energia superiors.
Tres avantatges de la fusió nuclear són: a) en gran part els seus residus són poc radioactius i no revesteixen la problemàtica dels provinents de la fissió; b) abundància –i bon preu– de les matèries primeres, principalment de l'isòtop d'hidrogen deuteri (D), obtingut de l'aigua de mar; c) si una instal·lació deixés de funcionar s'apagaria immediatament, sense perill de fusió de nucli.
En un disseny prometedor, per a iniciar la reacció, diversos raigs làser d'alta potència transfereixen energia a una pastilla de combustible petita, que s'escalfa i es genera una implosió: des de tots els punts es col·lapsa i es comprimeix fins a un volum mínim, la qual cosa provoca la fusió nuclear.
Confinament del plasma Confinament magnètic
Confinament inercial
Confinament electroestàtic estable per a fusió nuclear Com es pot apreciar en el dibuix de dalt, es basa en circumscripció total d'ions d'hidrogen, confinats electroestàticament. Els beneficis d'aquest confinament són múltiples: