300px|desno|mini|Fuzijska reakcija deuterij-tricij (D-T) smatra se najboljom reakcijom za dobivanje energije fuzije.

mini|desno|300 px|Nuklearna energija vezanja po nukleonu za neke izotope.

mini|desno|300 px|Nuklearna fuzija je proces koji se stalno zbiva na Suncu. Njegova energija nije ništa drugo nego nuklearna energija koja nastaje sjedinjavanjem dvaju protona (dva iona vodika) u helij.

Nuklearna fuzija je proces spajanja lakih atomskih jezgri u teže (sve do željeza 56Fe), pri kojem se zbog gubitka mase (defekta mase) oslobađa golema količina energije. G. Gamow izveo je 1928. jednadžbu kvantno-mehaničkog tuneliranja, na temelju koje je zaključio da visoke temperature mogu stvoriti uvjete u kojima će se nadvladati elektrostatičko odbijanje (Coulombova barijera) između protona i time omogućiti fuzijske reakcije. Desetljeće poslije, H. A. Bethe razradio je fuzijske procese na kojima se temelji energija Sunca i ostalih zvijezda. Osnovni je proces vodikovo gorenje, spajanje četiriju vodikovih jezgri u jezgru helija, pri čemu je ključna uloga temeljne slabe sile i emisije neutrina. U tom se procesu, na račun razlike između masa četiriju vodikovih atoma i jednoga helijeva atoma, oslobađa 28 MeV energije. U ranim 1950-ima američka je vojna industrija proizvela hidrogensku bombu izazivanjem fuzijske reakcije u mješavini deuterija i tricija (vodikovih izotopa), pri čemu potrebnu visoku temperaturu stvara fisijska reakcija atomske bombe. Potkraj 1952. termonuklearna bomba na atolu Enewetak u Tihom oceanu uništila je cijeli otok, stvorivši rupu duboku 60 metara, promjera 1,5 kilometar.

U novije doba traju pokušaji ostvarivanja kontrolirane nuklearne fuzije, čime bi se dobio alternativni izvor energije (obnovljiva energija) koji bi trajno riješio energijsku glad čovječanstva. Naime, fuzijski reaktori koji se temelje na deuteriju (iz oceana) i triciju (koji se dobiva u samom reaktoru), neusporedivo su ekološki čistiji od fisijskih (bez onečišćenja i s malo radioaktivnosti). Ipak, još nesvladane poteškoće u dvama pristupima (magnetskoga zatočenja plazme ili laserske fuzije) odgađaju komercijalnu primjenu takvih reaktora (na primjer tokamak).

Atomske jezgre željeza i nikla imaju najveću energiju veze po nukleonu i zbog toga su one najstabilnije između svih drugih jezgri. Fuzija dvije jezgre lakših od jezgri željeza ili nikla najčešće oslobađa energiju, dok fuzija jezgri koje su teže od jezgri željeza ili nikla apsorbira energiju - obrnuto je kod reverznog procesa nuklearne fisije.

Pregled Nuklearna fuzija lakih elemenata oslobađa energiju koja uzrokuje sjaj zvijezda i eksploziju vodikove bombe. Nuklearna fuzija težih elemenata (uz apsorpciju energije) javlja se pri ekstremnim uvjetima visoke energije ili kod eksplozije supernove. Nuklearna fuzija kod zvijezda i supernovih je glavni proces kojim se stvaraju novi prirodni elementi. Ova reakcija se koristi kod dobivanja energije nuklearne fuzije.

Potrebna je znatna energija da bi se izazvala nuklearna fuzija, čak i kod najlakšeg elementa vodika. Međutim, fuzijom lakših jezgri kojom nastaje teža jezgra i slobodni neutron, obično se oslobađa više energije nego što je potrebno da bi se jezgre spojile. To je egzotermni proces kojim mogu nastati samoodržive reakcije.

Energija oslobođena u većini nuklearnih reakcija je mnogo veća od energije kemijskih reakcija, zato što je energija veze koja veže skupa nukleone u jezgri znatno veća od energije koja veže elektrone oko jezgre atoma. Na primjer, ionizacijska energija dobivena dodavanjem elektrona jezgri atoma vodika je 13,6 eV, manje od milijuntog dijela 17 MeV energije koja se oslobađa u prikazanoj reakciji D-T (deuterij-tricij).

Glavne faze ciklusa nuklearne fuzije u zvijezdama razradio je znanstvenik H. A. Bethe.

Uvjeti za fuziju Da bi došlo do fuzije potrebno je savladati znatnu energetsku barijeru. Na velikim udaljenostima dvije potpuno ionizirane atomske jezgre odbijaju jedna drugu zbog odbojnih elektrostatičkih sila koje postoje između njihovih pozitivno nabijenih protona. Kada se dvije jezgre približe na udaljenost potrebnu za pojavu fuzije elektrostatička barijera će biti savladana zbog jakih nuklearnih sila koje su na maloj udaljenosti jače od elektrostatičkih odbojnih sila.

Kada se nukleoni kao što je proton ili neutron dodaju jezgri, jaka sila privlači ih prema drugim nukleonima u tom jezgru, ali prvenstveno ih privlači prema najbližim susjednim nukleonima zbog kratkog dometa te sile. Nukleoni u nutrini jezgre imaju više susjednih nukleona nego oni nukleoni koji se nalaze na površini jezgre. Pošto manja jezgra ima veći odnos oplošja prema obujmu, energija veze po nukleonu zbog jake sile obično se povećava s veličinom atomske jezgre, ali se približava graničnoj vrijednosti koja odgovara onoj vrijednosti koju ima potpuno okružen nukleon.

Elektrostatička sila, s druge strane, je sila koja opada s kvadratom udaljenosti, tako da na proton koji se dodaje atomskoj jezgri djeluje elektrostatičko odbijanje od svih drugih protona u jezgri. Elektrostatička energija po nukleonu povećava se zbog elektrostatičke sile, bez ograničenja s povećavanjem jezgre.

Ukupni rezultat ovih suprotnih sila je taj da se energija veze po nukleonu povećava s povećanjem veličine atomske jezgre, sve do elemenata željeza i nikla, a zatim se za teže atomske jezgre smanjuje. Na posljetku, energija veze postaje negativna i zbog toga su vrlo teške jezgre nestabilne. Četiri najčvršće vezane jezgre, padajućim redom u odnosu na energiju veze su: 62Ni, 58Fe, 56Fe, i 60Ni. Iako je izotop nikla 62Ni stabilniji, izotop željeza 56Fe je zastupljeniji. To je zbog veće brzine raspadanja 62Ni u unutrašnjosti zvijezda uzrokovanog apsorpcijom fotona.

Istaknuti izuzetak od ovog pravila je jezgra helija-4, čija je energija veze veća od energije veze litija, sljedećeg težeg elementa. Objašnjenje za takvo posebno ponašanje nam daje Paulijev princip isključenja - kako su protoni i neutroni fermioni, oni ne mogu postojati u točno jednakom stanju. Svako stanje energije protona ili neutrona u jezgri može imati po jednu česticu gornjeg i donjeg spina. Helij-4 ima anomalno veliku energiju veze jer se njegova jezgra sastoji od dva protona i dva neutrona, tako da sva četiri nukleona mogu biti u osnovnom stanju. Bilo koji dodatni nukleoni moraju zauzimati stanje više energije.

Situacija je slična ako se približe dvije atomske jezgre. Dok se jedna jezgra približava drugoj, svi protoni jedne jezgre odbijaju sve protone u drugoj. Jaka nuklearna sila može prevladati ovo odbijanje tek kada se dvije jezgre međusobno dotaknu. Prema tome, čak i kada je krajnje energetsko stanje niže, i dalje postoji velika energetska barijera koja se mora prevladati. U kemiji je slična pojava poznata kao aktivacijska energija. U nuklearnoj fizici ona se zove Coulombova barijera.

Coulombova barijera je najmanja za izotope vodika - oni imaju samo jedan pozitivni naboj u jezgri. Jezgra u kome bi se nalazila samo dva protona ne bi bila stabilna, tako da moraju sudjelovati i neutroni, u idealnom slučaju je jedan od produkata vrlo čvrsto vezana jezgra helija.

Koristeći deuterij-tricijsko gorivo, energetska barijera je oko 0,1 MeV. U usporedbi, energija koja je potrebna za uklanjanje elektrona iz atoma vodika je 13,6 eV, što je oko 7500 puta manje. Prijelazni rezultat fuzije deuterija i tricija je nestabilna jezgra 5He, koja odmah izbacuje neutron uz energiju od 14,1 MeV. Energija uzmaka preostale jezgre 4He je 3,5 MeV, tako da je ukupno oslobođena energija 17,6 MeV. Ovo je višestruko veća energija od one koja je potrebna da bi se savladala energetska barijera.

Ako energija kojom se započinje reakcija dolazi od ubrzavanja jedne jezgre, proces se zove fuzija "snop-meta" (beam-target), ako su obje jezgre ubrzane to je onda fuzija "snop-snop" (beam-beam). Ako su jezgre dijelovi plazme koja je blizu termalnog ekvilibrija (ravnoteže), onda se radi o termonuklearnoj fuziji. Temperatura je mjera prosječne kinetičke energije čestica, pa zagrijavanjem jezgre dobivaju energiju i mogu je dobiti dovoljno za savladavanje barijere od 0,1 MeV. Može se izračunati da je za tu vrijednost energije potrebna temperatura veća od 160 GK (gigakelvina), što je očito vrlo visoka vrijednost.

Postoje dva učinka koji smanjuju ukupnu potrebnu temperaturu. Jedan je činjenica da je temperatura prosječna kinetička energija, što znači da će pojedine jezgre na toj temperaturi stvarno imati mnogo veću energiju od 0,1 MeV, dok će ostale imati mnogo manju energiju. Upravo će jezgre koje se nalaze na visokoenergetskom repu funkcije raspodjele brzine sudjelovati u većini fuzijskih reakcija. Drugi učinak je kvantno tuneliranje. Jezgre ne moraju stvarno imati dovoljno energije da potpuno savladaju Coulombovu barijeru. Ako imaju skoro dovoljno energije, one mogu proći kroz preostalu barijeru. Zbog ovih će razloga gorivo i na nižoj temperaturi sudjelovati u fuzijskim procesima, ali u manjoj mjeri.

desno|250px|mini|Brzina fuzijskih reakcija deuterij-tricij povećava se brzo s temperaturom dok ne dostigne svoj maksimum na oko 70 keV (800 milijuna Kelvina), a onda postupno pada

Reakcijski presjek σ je mjera vjerojatnosti fuzijske reakcije kao funkcije relativne brzine između dvije jezgre u reakciji. Ako postoji raspodjela brzina, npr. kod termonuklearne fuzije raspodjela je termalna, tada je korisno izvesti prosjek raspodjele umnoška presjeka i brzine. Brzina reakcije (broj fuzija po obujmu u vremenu) je <σv> puta umnožak brojčane gustoće reaktanata:

Ako u reakciji sudjeluje samo jedna vrsta jezgri, kao što je to kod D-D reakcija, onda se umnožak mora zamijeniti s . se povećava praktički od nule pri sobnoj temperaturi do značajnih veličina pri temperaturama od 10 do 100 keV. Na ovim temperaturama, daleko iznad tipičnih ionizacijskih energija (13,6 eV u slučaju vodika), fuzija reaktanata postoji u stanju plazme.

Ovisnost <σv> o temperaturi u uređaju s određenim vremenom zadržavanja energije izvodi se uzimajući u obzir Lawsonov kriterij.

Metode zadržavanja goriva Fuzijska reakcija može održavati samu sebe ako se dovoljna količina proizvedene energije upotrebljava za održavanje goriva na visokoj temperaturi.

Gravitacijsko zadržavanje Jedna od sila koja može zadržati gorivo dovoljno dobro da zadovolji Lawsonov kriterij je gravitacija. Međutim, potrebna masa je toliko velika da je gravitacijsko zadržavanje otkriveno samo kod zvijezda. Čak i uz korištenje goriva veće reaktivnosti, kao što je deuterij, bila bi potrebna masa veličine Mjeseca.

Magnetsko zadržavanje Budući da su plazme vrlo dobri električni vodiči, magnetska polja mogu također zadržavati fuzijsko gorivo. Može se koristiti čitav niz magnetskih konfiguracija, najosnovnija razlika postoji između zrcalnog zadržavanja i toroidnog zadržavanja, posebno između Tokamaka i Stelaratora.

Inercijsko zadržavanje Treći način zadržavanja je primjena naglog impulsa energije na veliki dio površine kuglice fuzijskog goriva, uzrokujući istovremenu imploziju i razvijanje topline do vrlo visokog tlaka i temperature. Ako je gorivo dovoljne gustoće i dovoljno ugrijano, brzina fuzijske reakcije će biti dovoljno visoka za izgaranje značajnog dijela goriva prije nego što dođe do rasipanja. Da bi se postigli ovi ekstremni uvjeti, početno hladno gorivo se mora eksplozivno stlačiti. Inercijsko zadržavanje se koristi kod vodikove bombe, gdje kao pobuđivač služe x-zrake stvorene pomoću fisijske bombe. Inercijskim zadržavanjem se također pokušalo ostvariti kontroliranu nuklearnu fuziju, gdje kao pobuđivač služi laserska, ionska ili elektronska zraka, te tzv. Z-pinch.

Ispituju se i drugi principi zadržavanja, kao što su muon-katalizirana fuzija, Farnsworth-Hirschov fuzor (inercijsko elektrostatičko zadržavanje) i mjehurasta fuzija.

Načini proizvodnje fuzije