300px|thumb|Fusjonsreaksjon med deuterium-tritium (D-T) betraktes som den mest lovende teknologien for fusjonskraftverk.
I fysikken er kjernefysisk fusjon en prosess der flere atomkjerner smelter sammen og danner en tyngre atomkjerne. Dette medfører frigjøring eller opptak av energi som avhenger av atomkjernenes masser. Jern og nikkel har den høyeste bindingsenergien per nukleon og er derfor mest stabile. Fusjon av to atomkjerner som er lettere enn jern og nikkel vil frigjøre energi, mens fusjon av tyngre atomkjerner krever energi.
Fusjon krever i motsetning til fisjon alltid en startenergi for å overvinne frastøtning mellom de positivt ladede atomkjernene og går derfor ikke av seg selv under normale forhold på jorden og i universet. Sannsynligheten for at to atomkjerner fusjonerer er en funksjon av tilstrekkelig energi, tilstrekkelig tetthet, og sannsynligheten for at disse to kjernetypene reagerer (tverrsnittet). Disse betingelsene, for eksempel temperatur og trykk, må opprettholdes en viss tid uten at blandingen avkjøles og spres. Dette skjer naturlig i universet når store mengder hydrogen og helium danner en sol (stjerne), men slik fusjon av vanlig hydrogen foregår meget langsomt og kan ikke utnyttes på jorden. Det er årsaken til at normale stjerner kan brenne i mange milliarder år, men dette varierer ut ifra størrelsen på stjernen.
For fusjonsbomber kan andre atomer, som tyngre hydrogenisotoper med raskere reaksjonsrate brukes. Men her kan betingelsene for fusjon bare opprettholdes i kort tid med hjelp av en fisjonsbombe. En fusjonsreaktor i et kjernekraftverk må opprettholde fusjon over lang tid. På grunn av vanskeligheten med å få reaksjonen til å gå, er det vesentlig lavere risiko for en ulykke enn dagens atomreaktorer; Fordi det bare produseres lettere atomer er problemer med radioaktivt avfall begrenset til selve materialet i reaktorveggene, der det kan dannes noe lavaktivt materiale av stråling fra fusjonsreaksjonen. Det er teoretisk mulig å løse menneskehetens totale energibehov permanent og med lav risiko med fusjonsreaktorer. Men en praktisk løsning har vært søkt med eksperimentreaktorer som JET og ITER i over 50 år, og ligger trolig fremdeles minst 30 år fram i tid.
Oversikt Kjernefysisk fusjon av lette grunnstoffer gir den energien som får stjerner til å lyse og hydrogenbomber til å eksplodere. Fusjon av tyngre grunnstoffer som krever energi, foregår i naturen bare i forbindelse med de enorme energimengder som frigjøres i supernovaeksplosjoner. Etter Big Bang besto vanlig materie i universet av omtrent 24 % helium og 76 % Hydrogen (masseprosent). Nukleosyntese, det vil si fusjon og andre kjernereaksjoner i store stjerner og supernovaer, har siden produsert alle andre naturlige grunnstoffer. Det er varianter av denne prosessen man forsøker å utnytte i fusjonskraftverk.
Det krever betydelig mengder energi for å få atomkjerner til å fusjonere, selv for de letteste grunnstoffene som er isotoper av hydrogen. Men reaksjonen frigjør store mengder energi som under de rette forhold kan vedlikeholde reaksjonen og produsere netto avgitt energi. Energien som frigjøres i en kjernereaksjon er mye høyere enn for en kjemisk reaksjon, fordi bindingsenergien som holder atomkjernen sammen er mye høyere enn energien som binder elektronet til en atomkjerne. For eksempel er ioniseringsenergien for elektronet i hydrogenatomet 13.6 eV, eller 2,17•10−18 Joule, mindre enn en milliondel av energien på 17.6 MeV som frigjøres i Deuterium-Tritium reaksjonen på illustrasjonen over til høyre.
Ved å bygge på eksperimentene til Ernest Rutherford noen år tidligere, observerte Mark Oliphant i 1932 første gang fusjon av lette atomkjerner (hydrogenisotoper). Hans Bethe utledet videre på 1930-tallet hovedtrinnene i den fusjonsreaksjonskjede som finner sted i stjernene. Edward Teller argumenterte under Manhattanprosjektet for utvikling av en fusjonsbombe, og utformet i 1951 sammen med Stanislaw Ulam den første fusjonsbomben. 1. november 1952 ble den første bomben Ivy Mike sprengt på Enwak atoll ved Bikiniatollen. I slike bomber oppnås trykk og temperatur ved en vanlig fisjonsbombe, og hele energiutviklingen er over på rundt hundre nanosekunder. Lyset går på denne tiden bare noen titalls meter, og det mekaniske sjokket ødelegger ikke bomben før reaksjonen har gått.
Problemet med fredelig utnyttelse av kjernefysisk fusjon er å holde atomkjerner med svært høy energi og høy tetthet sammen over tid, slik at reaksjonen kan opprettholde seg selv med netto energiutbytte. Til forskjell fra bomber og stjerner der materialet er optisk opakt ved høyt trykk, er flere typer tap ved elektromagnetisk stråling et stort problem i fusjonsreaktorer som skal operere ved moderate trykk.
Bindingsenergi En mer detaljert beskrivelse gis i partikkelfysikk, om atomets oppbygning og de kreftene som virker i standardmodellen. Den såkalte fargekraften binder kvarker sammen og bygger for eksempel opp nukleoner som et proton (opp-opp-ned kvarker) eller et nøytron (opp-ned-ned). Fargekraften har en residuell kraft (Sterk kjernekraft) som binder de enkelte nukleoner i atomkjernen sammen. Den varierer noe avhengig av partikkeltyper og faller meget raskt av, typisk 1/r7 på avstander over 1,4•10−15 m.
Fermimodellens fundamentale radius r0 er 1,2•10−15 m, som omtrent tilsvarer størrelsen på et proton. Om antall nukleoner er A kan atomkjernens størrelse rundt beregnes som rn = r0 A1/3. Under denne avstanden dominerer residuell kraft, mens på lengre avstander dominerer den elektromagnetiske kraften. Atomkjernene, som har positiv elektrisk ladning, vil derfor frastøte hverandre. Bare hvis to atomkjerner kan bringes så nær hverandre at den elektriske barrieren overvinnes av den sterke kjernekraften, kan fusjon finne sted. Et gitt grunnstoff X med atomnummer Z og antall nukleoner A (atommasse) betegnes generelt:
eller ofte AX for eksempel 4He for den vanligste heliumisotopen.
Når ett nukleon, enten et proton eller et nøytron legges til en atomkjerne bindes den til de andre nukleonene av den sterke kjernekraften. Denne binder nukleonet først og fremst til dets nærmeste naboer; fjernere nukleoner i kjernen har liten innvirkning. For økende antall nukleoner i atomkjernen, vil andelen nukleoner som har mange naboer øke, og derfor øker normalt bindingsenergien per nukleon fra den sterke kjernekraften mot en grenseverdi som tilsvarer at alle nukleoner har maksimalt antall naboer.
Den elektromagnetiske kraften er imidlertid en omvendt kvadratisk proporsjonal kraft (1/r2), der kraftvirkningen på et proton får vesentlige bidrag fra alle andre protoner i kjernen. Denne kraftvirkningen har derfor ingen slik klar grenseverdi.
300px|thumb|Bindingsenergi per Nukleon, Skisse med noen isotoper markert. Nettoresultatet av disse motsatt rettede kreftene er derfor at bindingsenergien per nukleon generelt øker med økende kjernestørrelse opp til grunnstoffene jern og nikkel og så faller for tyngre atomkjerner.
Som man ser av figuren er ikke bindingsenergien rent stigende eller fallende og isotoper med samme nukleontall har forskjellig bindingsenergi. En klar topp opptrer for eksempel for 4He som har høyere bindingsenergi enn andre isotoper med opp til 12 nukleoner. Forklaringen på dette ligger i Paulis utelukkelsesprinsipp som sier at protoner og nøytroner som er fermioner ikke kan eksistere i samme tilstand (energi og spinn). Men i 4He med to nøytroner og to protoner kan hver partikkel av hver type disse ha forskjellig spinn (+1/2 og -1/2) og derfor kan alle ha laveste energitilstand. Ytterligere nukleoner vil måtte gå i høyere energinivåer, noe som reduserer bindingsenergien.
Nøytroner påvirkes av den residuelle sterke kraften, men frastøtes ikke elektromagnetisk og er nødvendig for at atomkjernen skal ha en viss stabilitet. Store atomkjerner krever relativt flere nøytroner i forhold til protoner enn mindre kjerner. For eksempel har 235U 92 protoner og 143 nøytroner. Tyngre kjerner enn uran (transuraner) er generelt ikke stabile.
Totalresultatet av disse effektene krever svært kompliserte beregningsmodeller som praktisk ikke kan gjennomføres for kjerner med mer enn omkring 10 nukleoner. Verdiene må derfor bestemmes eksperimentelt. De fire sterkest bundne atomkjerner er (i fallende rekkefølge) 62Ni, 58Fe, 56Fe, og 60Ni. Andre faktorer enn stabilitet påvirker også de relative mengdene av grunnstoffer i universet.
Resultatet er at atomvekten (mAX) vil være forskjellig fra summen av vektene av protonene (Zmp) og nøytronene ((A-Z)mn) i kjernen. Etter Einsteins kjente formel E = mc2 er masse ekvivalent med energi, og denne forskjellen i masse utgjøres av bindingsenergien B.
og
Ved fusjon er den frigjorte energien Q lik energien for differensen i masse mellom start mi og sluttproduktene mj i fusjonsreaksjonen:
Energien kan frigjøres i form av kinetisk energi for sluttproduktene, i elektromagnetisk gammastråling og i forskjellige partikler som protoner, nøytroner, elektroner og nøytrinoer og deres antipartikler.
Coulomb-barrieren Når to atomkjerner nærmer seg hverandre vil protonene i hver kjerne frastøtes elektromagnetisk av protonene i den andre. Dersom kjernene har nok energi til å overvinne denne frastøtningen inntil kjernene kommer i kontakt vil den sterke kjernekraften dominere og en fusjon kan oppstå. Denne frastøtningen skaper en Coulomb-barriere; et energinivå som må overskrides før kjernene kan smelte sammen, selv om den endelige energitilstanden er lavere og netto energi frigjøres. Nivået på denne barrieren bestemmes av antall protoner i de to kjernene og kjernestørrelsene.
Coulomb-barrieren er lavest for hydrogenisotoper, som bare inneholder en positiv ladning i atomkjernen. Flere protoner i en kjerne er ikke stabilt uten et antall nøytroner og dette øker med økende kjernestørrelse. Protoner kan omdannes til nøytroner gjennom svak vekselvirkning. men dette har 20 størrelsesordener lavere reaktivitet enn fusjonsreaksjoner som ikke krever dette. En virkning er at de samme partiklene kan gi flere forskjellige mulige reaksjoner med forskjellige energinivåer og forskjellig sannsynlighet. Denne sannsynligheten beskrives ved reaksjonstverrsnittet og avhenger både av partikkeltype, reaksjon og energinivå.
300px|thumb|Fusjonraten for deuterium-tritium fusjon øker raskt med temperaturen og når en topp ved 64 keV og faller så av.
Med deuterium-tritium isotoper som brensel oppnås maksimal reaktivitet ved 64 keV. Resultatet er en 5He kjerne som imidlertid er ustabil og straks frigjør et nøytron og 17,6 MeV energi. For to partikler fordeler energien seg omvendt proporsjonalt med massen på de resulterende partiklene, så nøytronet får ca. 4/5 • 17,6 = 14,1 MeV, og 4He får 3,5 MeV.
Coulomb-barrieren kan overvinnes ved at energien tilføres partiklene direkte, for eksempel i en partikkelakselerator, eller termisk.
I en partikkelakselerator tilføres partikkelen kinetisk energi i elektriske felter. Hvis en isotop akselereres mot den andre kalles prosessen beam-target mens hvis begge isotopene akselereres kalles det beam-beam fusjon. Hvis man antar at D-T fusjon kan oppnås ved beam-beam og tilfører 32 KeV for hvert isotop ved å akselerere dem i et 32 kV elektrisk felt blir hastigheten for deuterium omkring 1,5•106 m/s som er 0,5 % av lyshastighet, og derfor ikke medfører noen vesentlige relativistiske effekter. Temperatur er et mindre praktisk mål i denne situasjonen: for eksempel vil elektronene i et vanlig TV billedrør tilføres ca. 20 keV som tilsvarer 230 millioner grader!
Hvis partiklene er del av et plasma i nær termisk likevekt (Maxwell–Boltzmann fordeling) snakker man om ’’termonukleær’’ fusjon. Temperatur er et uttrykk for midlere kinetisk energi og dermed midlere hastighet for ionene. 64 keV tilsvarer omkring 740 millioner Kelvin som er rundt 50 ganger så høyt som kjernetemperaturen i sola. Dette vil ikke kunne oppnås praktisk, men faktisk temperatur som kreves vil være lavere av to årsaker: