Fusão nuclear é o processo no qual dois ou mais núcleos atômicos se juntam e formam um outro núcleo de maior número atômico. A fusão nuclear requer muita energia para acontecer, e geralmente libera muito mais energia do que a que consome. Quando ocorre com elementos mais leves que o ferro e o níquel (que possuem as maiores forças de coesão nuclear de todos os átomos, sendo portanto mais estáveis) ela geralmente libera energia, e com elementos mais pesados ela consome. Até hoje, início do século XXI, ainda não foi encontrada uma forma de controlar comercialmente a fusão nuclear, como acontece com a fissão, embora existam laboratórios de pesquisa que utilizam reatores de fusão nuclear em pesquisas científicas. Um projeto que caminha para a demonstração da viabilidade comercial do uso da fusão nuclear controlada é o ITER.
O principal tipo de fusão que ocorre no interior das estrelas é o de hidrogênio em hélio, onde quatro prótons se fundem em uma partícula alfa (um núcleo de hélio), liberando dois pósitrons, dois neutrinos e energia. Mas, dentro desse processo, ocorrem várias reações individuais, que variam de acordo com a massa da estrela. Para estrelas do tamanho do Sol ou menores, a cadeia próton-próton é a reação dominante. Em estrelas de massa elevada predomina o ciclo CNO.
A fusão de deutério e trítio (isótopos do hidrogênio) pode gerar nêutrons, o que é perigoso e torna o processo menos eficaz. A fusão aneutrônica (sem geração de nêutrons) é possível com o uso de elementos como o hélio-3 (raro na Terra), lítio e boro (abundantes na superfície terrestre), entre outros.
Vale ressaltar que há conservação da energia, e, portanto, pode-se calcular a massa dos quatro prótons e do núcleo de hélio, e subtrair a soma das massas das partículas iniciais daquela do produto desta reação nuclear para calcular a energia produzida.
Utilizando a equação E=mc², pode-se calcular a energia liberada, oriunda da diferença de massas. Uma vez que o valor de c é muito grande (cerca de 3×108 m/s), mesmo uma massa muito pequena corresponde a uma enorme quantidade de energia. Este fato levou muitos engenheiros e cientistas a iniciar projetos para o desenvolvimento de reatores de fusão (Tokamaks) de modo a gerar eletricidade (por exemplo, a fusão de poucos cm³ de deutério, um isótopo de hidrogênio, produziria uma energia equivalente àquela produzida pela queima de 20 toneladas de carvão).
Requisitos para a fusão Uma substancial barreira de energia deve ser vencida antes que a fusão possa ocorrer. A grandes distâncias, dois núcleos expostos se repelem mutuamente devido à força eletrostática que atua entre seus prótons positivamente carregados. Se os núcleos puderem ser aproximados suficientemente, porém, a barreira eletrostática pode ser sobrepujada pela força nuclear forte a qual é mais poderosa a curta distância do que a repulsão eletromagnética.
Três fases da reação de fusão nuclear:x260pxx260px1: o deutério e o trítio são acelerados até uma velocidade que permita o início da reação. 2: é criado um núcleo instável de He5. 3: a ejeção de um nêutron e a expulsão de um núcleo de He4. Quando uma partícula tal como o próton ou nêutron é adicionado a um núcleo, ele é atraído pelos outros núcleons, mas principalmente por seus vizinhos imediatos devido à força de curto alcance. Os núcleons no interior do núcleo têm mais vizinhos do que aqueles na sua superfície. Desde que núcleos menores têm uma grande razão de superfície para volume, a energia de ligação por núcleon devido à força nuclear forte geralmente aumenta como o aumento do tamanho do núcleo, mas atinge um valor limite que corresponde à vizinhança do núcleon totalmente preenchida.
A força eletrostática, por outro lado, é uma força proporcional ao inverso do quadrado da distância; então, um próton adicionado ao núcleo ira sentir uma repulsão eletrostática de todos os prótons no núcleo. A energia eletrostática por núcleon devido à força eletrostática irá portanto aumentar independentemente do tamanho do núcleo.
O resultado combinado destas duas forças opostas é que a energia de ligação por núcleon geralmente aumenta com o aumento de tamanho do átomo, para elementos até com núcleo do tamanho de ferro e níquel, e diminui para núcleos mais pesados. Eventualmente, a energia de ligação se torna negativa e núcleos muitos pesados não são estáveis. Os quatro núcleos blindados mais compactos, em ordem decrescente de energia de ligação, são 62Ni, 58Fe, 56Fe e 60Ni . Embora o isótopo do Níquel 62Ni seja o mais estável, o isótopo do Ferro 56Fe é uma ordem de magnitude mais comum. Isto é devido em grande parte à grande razão de desintegração do 62Ni no interior de estrelas conduzida pela absorção de fótons.
thumb|x280px|esquerda|Fusão aneutrônica de lítio-6 + deutério. Reação na qual a energia liberada é transportada por partículas alfa e não por nêutrons sendo, portanto, livre de radiações nocivas.
Uma notável exceção a esta regra geral é o núcleo do hélio-4, cuja energia de ligação é maior que a do lítio, o próximo elemento mais pesado. O princípio de exclusão de Pauli provê uma explicação para este comportamento excepcional – isto se dá porque os prótons e nêutrons são férmions, eles não podem coexistir exatamente no mesmo estado. Cada estado energético de um próton ou nêutron em um núcleo pode acomodar uma partícula de spin para abaixo e outra de spin para acima. O Hélio-4 tem uma banda de energia de ligação anormalmente grande porque seu núcleo consiste de dois prótons e dois nêutrons; então todos os núcleons dele podem estar em um estado fundamental. Qualquer núcleon adicional deverá ir para um estado energético alto.
A situação é similar se dois núcleos são colocados juntos. Ao se aproximarem, todos os prótons em um núcleo repelem todos os prótons do outro, até o ponto em que os dois núcleos entrem em contato para que a força nuclear forte domine. Consequentemente, mesmo quando o estado de energia final é mais baixo, há uma grande barreira energética que deve ser ultrapassada primeiro. Na química, este fato é conhecido como energia de ativação. Em física nuclear ele é chamado de barreira de Coulomb.
A barreira de Coulomb é menor para os isótopos do hidrogênio – eles contêm uma única carga positiva em seus núcleos. Um bipróton não é estável, então os nêutrons devem ser envolvidos, de forma a produzir um núcleo de hélio.
Usando combustível deutério-trítio, a barreira de energia resultante é de cerca de 0,1 MeV. Em comparação, a energia necessária para remover um elétron do hidrogênio é 13,6 eV, cerca vezes menos energia. O resultado (intermediário) da fusão é um núcleo instável de 5He, o qual imediatamente ejeta um nêutron com 14,1 MeV. A energia recuperada do núcleo de 4He remanescente é 3,5 MeV, então a energia total liberada é 17,6 MeV. Isto é muitas vezes mais que a barreira de energia a ser transposta.
Se a energia para iniciar a reação vem da aceleração de um núcleo, o processo é chamado de fusão por projétil-alvo; se ambos os núcleos são acelerados, isto é fusão projétil|projétil. Se o núcleo faz parte de um plasma próximo ao equilíbrio térmico, denominamos fusão termonuclear. A temperatura é uma medida da energia cinética média das partículas, então por aquecimento o núcleo deverá ganhar energia e eventualmente transpor a barreira de 0,1 MeV. A conversão das unidades entres elétron-volts e kelvins mostra que esta barreira será transposta quando a temperatura ultrapassar 1 GK, obviamente uma temperatura muito alta.
Há dois fatos que podem diminuir a temperatura necessária. Um é o fato que a temperatura é uma média da energia cinética, implicando que alguns núcleos a esta temperatura poderão já ter uma energia maior que 0,1 MeV, enquanto outros um pouco menos. Estes núcleos na faixa de alta-energia da distribuição de velocidade participam da maioria das reações de fusão. O outro efeito é o tunelamento quântico. O núcleo não precisa sempre ter bastante energia, podendo atravessar, por efeito túnel, a barreira restante. Por esta razão, combustíveis a temperaturas menores podem experimentar eventos de fusão, a uma taxa mais baixa.
right|220px|thumb|A fusão de reação de deutério-trítio aumenta sua taxa rapidamente com a temperatura até ela se maximizar a 70 keV. (800 milhões kelvins) e então gradualmente descende.
A seção de choque da reação (σ), é uma medida da probabilidade da reação de fusão como função da velocidade relativa dos dois núcleos reagentes. Se os núcleos têm uma distribuição de velocidade, por exemplo, uma distribuição térmica, então é vantajoso fazer uma média sobre as distribuições do produto da seção de choque e da velocidade. A taxa de reação (fusões por volume por tempo) é <σv> vezes o produto da densidade numérica dos participantes:
Se um tipo de núcleo está reagindo com si próprio, tal como a reação DD, então o produto pode ser substituído por .
aumenta de praticamente zero em temperatura ambiente, até valores significativos em temperaturas da ordem de 10 - 100 keV. A estas temperaturas, bem acima da energia de ionização típica (13,6 eV no caso do hidrogênio), os núcleos reagentes da fusão existem em um estado de plasma.
O significado de como função da temperatura, em um dispositivo com um determinado tempo de confinamento da energia, é determinado pela utilização do critério de Lawson.
Processo de Fusão thumb|200px|O Sol esta em constante processo de fusão de núcleos
O mecanismo de fusão é quase o inverso do mecanismo de fissão nuclear: núcleos leves e rápidos podem colidir, e fundir para formar núcleos mais pesados, sendo que há também uma quantidade considerável de energia liberada nesse processo. Essa energia está associada à dissipação de calor, depende diretamente das massas dos parceiros envolvidos na reação e tem suas propriedades relacionadas com a matéria nuclear, isto é, para que ocorra a fusão, alguns requisitos devem ser satisfeitos pelos parceiros envolvidos no processo: 1) a energia cinética dos núcleos da reação deve ser grande para possibilitar o aumento da probabilidade de penetração na barreira coulombiana; esse processo ocorre em núcleos muito leves, a uma temperatura da ordem de 107K, estando, então, os átomos completamente ionizados, prefigurando um estado de plasma.
2) a densidade de matéria presente nas temperaturas envolvidas na reação de fusão deve ser extremamente alta. O interior das estrelas, em especial o sol, dispõe de todo cenário propício a esse tipo de reação, a densidade do interior do sol é de cerca de g/cm3 a uma temperatura de 1,5 x 107K.
A reação de fusão de hidrogénio em hélio, que ocorre no interior das estrelas e que esteve presente no início da formação do universo, na nucleossíntese primordial, segue o esquema:
Reações de fusão exploráveis As reações de fusão que liberam mais energia são aquelas que envolvem os núcleos mais leves, sendo o seu defeito de massa mais importante. A reação mais exotérmica é a fusão de quatro núcleos de prótio (1H) em um núcleo de hélio-4 (4He), mas ela exige temperaturas e pressões que não se tem esperança de atingir na Terra em um futuro próximo.
A maioria dos projetos atuais de fusão nuclear visa, portanto, explorar a fusão do deutério (2H ou D). Este isótopo é relativamente pouco abundante (0,015%), mas é fácil de extrair da água do mar, que constitui um jazigo praticamente inesgotável. As principais reações de fusão do deutério são:
Reação Produtos Energia (Ech) Energia Adicional Total (Q) 2H + 2H ⟶ 3He (0,82 MeV) 3,27 MeV 2H + 2H ⟶ T (1,01 MeV) 4,04 MeV 2H + T ⟶ 4He (3,52 MeV) 17,6 MeV 2H + 3He ⟶ 4He (3,67 MeV) 18,37 MeV
A reação privilegiada nestes projetos é a D + T ⟶ 4He + n, que tem o mérito de exigir temperaturas e pressões realizáveis. No entanto, ela apresenta dois inconvenientes: consome trítio (raro e radioativo) e produz neutrões que podem tornar radioativos os materiais do reator.