核聚变，轻元素之间的核反应形成更重的元素（直到铁）的过程。在相互作用的原子核属于低原子序数的元素（例如，氢[原子序数1]或其同位素氘和氚）的情况下，会释放出大量的能量。核聚变的巨大能量潜力首先在热核武器或氢弹中得到利用，这些武器是在第二次世界大战后的十年里开发的。有关这一发展的详细历史，见核武器。同时，核聚变的潜在和平应用，特别是考虑到地球上核聚变燃料的基本无限供应，鼓励了人们为利用这一过程生产电力而做出的巨大努力。有关这一努力的更多详细信息，见聚变反应堆。
本文重点介绍聚变反应的物理学，以及实现持续产能的聚变反应的原理。
聚变反应
聚变反应构成了包括太阳在内的恒星的基本能量来源。随着热核反应和核合成在很长的时间跨度内引起成分的变化，恒星的演化可以被看作是经历了各个阶段。氢气（H）的 "燃烧 "启动了恒星的聚变能源，并导致氦气（He）的形成。用于实际用途的核聚变能源的产生也依赖于燃烧形成氦的最轻元素之间的核聚变反应。事实上，氢的重质同位素--氘（D）和氚（T）--彼此之间的反应更有效，而且，当它们进行聚变时，它们每次反应产生的能量比两个氢核更多。(氢核由一个质子组成。氘核有一个质子和一个中子，而氚有一个质子和两个中子）。
轻元素之间的聚变反应，就像分裂重元素的裂变反应一样，释放能量是因为核物质的一个关键特征，即结合能，它可以通过聚变或裂变释放。核的结合能是对其组成核子结合在一起的效率的衡量。以一个核内有Z个质子和N个中子的元素为例。该元素的原子量A为Z+N，其原子序数为Z。结合能B是与单独考虑的Z个质子和N个中子与质量为M的原子核中结合在一起的核子（Z+N）的质量差相关的能量。
B = （Zmp + Nmn - M）c2
其中mp和mn是质子和中子的质量，c是光速。实验确定，每个核子的结合能在原子质量数约为60时达到最大，约为1.4 10-12焦耳，即约为铁的原子质量数。因此，比铁轻的元素的聚变或较重的元素的分裂通常会导致能量的净释放。
两种类型的聚变反应
聚变反应有两种基本类型：（1）保留质子和中子数量的反应；（2）涉及质子和中子之间的转换。第一种类型的反应对于实际的聚变能源生产最为重要，而第二种类型的反应对于启动恒星燃烧至关重要。任意元素用符号AZX表示，其中Z是原子核的电荷，A是原子量。用于实际能源生产的一个重要聚变反应是氘和氚之间的聚变反应（D-T聚变反应）。它产生氦（He）和一个中子（n），写法是
D + T → He + n。
在箭头的左边（反应前）有两个质子和三个中子。右边的情况也是如此。
另一个反应，即引发恒星燃烧的反应，涉及两个氢核的融合，形成氘（H-H融合反应）。
H + H → D + β + + ν。
其中β+代表一个正电子，ν代表一个中微子。在反应之前，有两个氢核（即两个质子）。之后有一个质子和一个中子（作为氘的原子核结合在一起）加上一个正电子和一个中微子（作为一个质子转化为一个中子的结果产生）。
这两种聚变反应都是外能反应，因此产生能量。出生于德国的物理学家汉斯-贝特在20世纪30年代提出，H-H核聚变反应可以在净释放能量的情况下发生，并与后续反应一起提供维持恒星的基本能量来源。然而，实际的能源生产需要D-T反应，原因有二：第一，氘和氚之间的反应速度远远高于质子之间的反应速度；第二，D-T反应的净能量释放是H-H反应的40倍以上。
聚变反应中释放的能量
如果产生的粒子的总质量小于初始反应物的质量，则在核反应中释放出能量。为了说明这一点，假设两个标有X和a的原子核发生反应，形成另外两个原子核Y和b，表示为
X + a → Y + b。
粒子a和b通常是核子，不是质子就是中子，但一般来说可以是任何核子。假设没有一个粒子被内部激发（即每个粒子都处于其基态），这个反应的能量量称为Q值，定义为
Q = （mx + ma - mb - my）c2
其中m字母指的是每个粒子的质量，c是光速。当能量值Q为正时，该反应是外能反应；当Q为负时，该反应是内能反应（即吸收能量）。
当反应前后总质子数和总中子数都保持不变时（如D-T反应），那么Q值可以用每个粒子的结合能B来表示为
Q = By + Bb - Bx - Ba
D-T聚变反应的正Q值为2.8×10-12焦耳。H-H聚变反应也是外能反应，其Q值为6.7×10-14焦耳。为了了解这些数字，我们可以考虑一公吨（1,000公斤，或近2,205磅）的氘将包含大约3×1032个原子。如果一吨氘通过与氚的聚变反应被消耗掉，释放的能量将是8.4×1020焦耳。这可以与一吨煤的能量含量进行比较--即2.9 × 1010焦耳。换句话说，一吨氘的能量相当于大约290亿吨煤的能量。
聚变反应的速度和产量
核子之间反应的能量产量和这种反应的速率都很重要。这些数量在核天体物理学和核能生产的潜力等科学领域有着深远的影响。
当一种类型的粒子通过相同或不同类型的粒子集合时，有一个可测量的机会，这些粒子将相互作用。粒子可能以多种方式相互作用，例如简单的散射，这意味着它们改变方向并交换能量，或者它们可能进行核聚变反应。衡量粒子相互作用的可能性被称为横截面，而横截面的大小取决于相互作用的类型以及粒子的状态和能量。横截面与目标粒子的原子密度的乘积被称为宏观横截面。宏观截面的逆值特别值得注意，因为它给出了入射粒子在与目标粒子相互作用之前的平均距离；这个逆值被称为平均自由路径。横截面的测量是通过产生一束给定能量的粒子，让光束与相同或不同材料制成的目标（通常是薄的）相互作用，并测量偏转或反应产物。通过这种方式，有可能确定一种核聚变反应与另一种核聚变反应的相对可能性，以及某一特定反应的最佳条件。
核聚变反应的横截面可以通过实验测量或理论计算，它们已被确定为在广泛的粒子能量范围内的许多反应。它们在核聚变能源的实际应用中是众所周知的，在恒星演化中也是合理的，尽管有差距。核子之间的聚变反应，每个核子都有一个或多个正电荷，对于实际应用和恒星燃烧阶段的轻元素的核合成都是最重要的。然而，众所周知，两个带正电的核子在静电上相互排斥--即它们经历的排斥力与它们之间的距离的平方成反比。这种排斥力被称为库仑屏障（见库仑力）。除非两个正核有足够的能量来克服库仑屏障，否则它们极不可能紧密地接近对方以发生聚变反应。因此，带电粒子之间的核聚变反应的截面非常小，除非粒子的能量很高，至少是104电子伏特（1 eV ≅ 1.602 × 10-19焦耳），而且往往超过105或106 eV。这就解释了为什么恒星的中心必须很热才能使燃料燃烧，以及为什么实用聚变能源系统的燃料必须加热到至少50,000,000开尔文（K；90,000,000 °F）。只有这样才能达到合理的聚变反应速率和功率输出。
裂变
库仑屏障现象也解释了核聚变和核裂变产生的能量之间的一个根本区别。虽然重元素的裂变可以由质子或中子诱导，但用于实际应用的裂变能量的产生则取决于中子来诱导铀或钚的裂变反应。由于没有电荷，中子可以自由进入原子核，即使其能量相当于室温。聚变能，由于它依赖于轻核之间的聚变反应，只有当粒子具有足够的能量以克服库仑排斥力时才会发生。这需要产生和加热气态反应物到被称为等离子体状态的高温状态。
等离子体状态
通常情况下，等离子体是一种气体，其组成原子或分子的大部分被一个或多个电子的解离而电离。这些自由电子使等离子体能够传导电荷，而且等离子体是唯一能够以自我维持的方式发生热核反应的物质状态。天体物理学和磁聚变研究，以及其他领域，需要广泛了解气体在等离子体状态下的行为。恒星、太阳风和大部分星际空间都是现有物质处于等离子体状态的例子。非常高温的等离子体是完全电离的气体，这意味着中性气体原子与带电粒子的比例很小。例如，氢的电离能是13.6eV，而在50,000,000K的等离子体中，氢离子的平均能量是6,462eV。因此，这个等离子体中的氢气基本上都会被电离。
反应速率是等离子体温度的函数，以千电子伏（keV；1keV相当于11,000,000K的温度）表示。可以看出，氘和氚之间的反应速率比其他所有的反应速率都要高，而且非常可观，甚至在5-10keV的温度范围内也是如此（见正文）。
一个更适合于等离子体状态的反应速率参数是通过考虑等离子体中的粒子，如任何气体中的粒子，具有能量分布的事实而获得的。也就是说，并非所有粒子都具有相同的能量。在简单的等离子体中，这种能量分布由麦克斯韦-玻尔兹曼分布定律给出，而气体或等离子体的温度在一个比例常数内是平均粒子能量的三分之二；也就是说，平均能量E和温度T之间的关系是E=3kT/2，其中k是玻尔兹曼常数，每开尔文8.62×10-5eV。等离子体中核聚变反应的强度是通过在对应于麦克斯韦-玻尔兹曼分布的速度分布上对粒子的速度和它们的截面的乘积进行平均而得出的。反应的横截面取决于粒子的能量或速度。平均化过程产生了一个特定反应的函数，该函数只取决于温度，可以用f(T)表示。在两个物种a和b之间的反应中，能量释放的速率（即释放的功率）为
Pab = nanbfab(T)Uab
其中na和nb分别是等离子体中物种a和b的密度，Uab是每次a和b发生聚变反应时释放的能量。参数Pab恰当地考虑到了特定反应的速率和每个反应的能量产量（见图）。
恒星中的聚变反应
聚变反应是恒星的主要能量来源，也是轻元素核合成的机制。在20世纪30年代末，汉斯-贝特首次认识到，氢核聚变形成氘是外能性的（即有能量的净释放），并与随后的核反应一起，导致氦的合成。氦的形成是正常恒星（如太阳）释放能量的主要来源，其中燃烧核心等离子体的温度低于15,000,000K。然而，由于形成恒星的气体通常含有一些较重的元素，特别是碳（C）和氮（N），因此必须包括质子和这些核之间的核反应。质子之间最终导致氦的反应链是质子-质子循环。当质子也引起碳和氮的燃烧时，必须考虑CN循环；而且，当包括氧（O）时，还必须考虑另一种替代方案，即CNO双循环。(见碳循环）。
在一个只含有氢的恒星中，质子-质子核聚变循环从反应开始
H + H → D + β+ + ν; Q = 1.44 MeV
其中Q值假定正电子被电子湮灭。氘可以与其他氘核发生反应，但是，由于有如此多的氢，D/H比率被控制在非常低的数值，通常为10-18。因此，接下来的步骤是
H + D → 3He + γ；Q = 5.49 MeV
其中γ表示伽马射线带走了一些能量的产生。氦-3同位素的燃烧然后通过链中的最后一步产生了普通氦和氢。
3He + 3He → 4He + 2(H); Q = 12.86 MeV
在平衡状态下，氦-3主要通过与自身的反应来燃烧，因为它与氢的反应速率很小，而与氘的燃烧由于氘的浓度很低，可以忽略不计。一旦氦-4积累起来，与氦-3的反应可以导致产生仍然较重的元素，包括铍-7、铍-8、锂-7和硼-8，如果温度大于约10,000,000K。
恒星演化的各个阶段是非常长时期内成分变化的结果。另一方面，一颗恒星的大小是由热等离子体施加的压力和恒星质量的引力之间的平衡决定的。燃烧的核心的能量被输送到恒星的表面，在那里以有效温度辐射出来。太阳表面的有效温度约为6000K，并发射出大量的可见光和红外线波长范围内的辐射。
用于控制发电的聚变反应
氘和氚之间的反应是受控发电的最重要的聚变反应，因为它们发生的截面很高，净能量释放所需的实际等离子体温度适中，而且反应的能量产率很高，基本的D-T聚变反应为17.58兆伏。
应该指出的是，任何含有氘的等离子体都会自动产生一些氚和氦-3，这些氚和氦-3来自氘与其他氘离子的反应。其他涉及原子序数在2以上的元素的核聚变反应也可以使用，但只是难度更大。这是因为库仑屏障随着核电荷的增加而增加，导致要求等离子体温度超过1,000,000,000 K，如果要达到一个重要的速率。一些更有趣的反应是。
H + 11B → 3（4He）；Q = 8.68 MeV
H + 6Li → 3He + 4He；Q = 4.023 MeV
3He + 6Li → H + 2(4He); Q = 16.88 MeV
3He + 6Li → D + 7Be；Q = 0.113 MeV
反应（2）将锂-6转换为氦-3和普通氦。有趣的是，如果反应（2）之后是反应（3），那么将再次产生一个质子，并可用于诱导反应（2），从而使该过程得到传播。不幸的是，似乎反应（4）发生的可能性比反应（3）大10倍。
实现聚变能的方法
利用核聚变能源的实际努力涉及两种基本方法，即磁约束和惯性约束，以容纳发生核聚变反应的高温元素等离子体。一种可能性小得多但却很有趣的方法是基于由μ子催化的核聚变；对这一主题的研究是核物理学的内在兴趣。本节将对这三种方法进行一些详细描述。此外，还简要介绍了被普遍称为冷核聚变和气泡核聚变的过程。
磁约束
在磁约束中，热等离子体的粒子和能量通过磁场被固定住。带电粒子在磁场中经历一个洛伦兹力，它与粒子的速度和磁场的乘积成正比。这个力使电子和离子围绕磁力线的方向旋转，从而限制了粒子。当磁场的拓扑结构产生了一个有效的磁井，并且等离子体和磁场之间的压力平衡是稳定的，等离子体可以被限制在远离材料边界的地方。热量和粒子都会沿着和穿过磁场传输，但可以通过两种方式防止能量损失。第一种是在沿场线的两个位置增加磁场强度。包含在这些点之间的带电粒子可以被制成来回反射，这种效应称为磁镜效应。在一个两端都有强化磁场区域的基本直线系统中，由于粒子接近镜像点时在粒子之间的散射，粒子仍然可以从两端逃脱。通过在环形的拓扑结构中创造一个磁场（即甜甜圈或内管的配置），可以完全避免这种末端损失。
在一个只含有氢的恒星中，质子-质子核聚变循环从反应开始
H + H → D + β+ + ν; Q = 1.44 MeV
其中Q值假定正电子被电子湮灭。氘可以与其他氘核发生反应，但是，由于有如此多的氢，D/H比率被控制在非常低的数值，通常为10-18。因此，接下来的步骤是
H + D → 3He + γ；Q = 5.49 MeV
其中γ表示伽马射线带走了一些能量的产生。氦-3同位素的燃烧然后通过链中的最后一步产生了普通氦和氢。
3He + 3He → 4He + 2(H); Q = 12.86 MeV
在平衡状态下，氦-3主要通过与自身的反应来燃烧，因为它与氢的反应速率很小，而与氘的燃烧由于氘的浓度很低，可以忽略不计。一旦氦-4积累起来，与氦-3的反应可以导致产生仍然较重的元素，包括铍-7、铍-8、锂-7和硼-8，如果温度大于约10,000,000K。
恒星演化的各个阶段是非常长时期内成分变化的结果。另一方面，一颗恒星的大小是由热等离子体施加的压力和恒星质量的引力之间的平衡决定的。燃烧的核心的能量被输送到恒星的表面，在那里以有效温度辐射出来。太阳表面的有效温度约为6000K，并发射出大量的可见光和红外线波长范围内的辐射。
托卡马克的磁约束
外部磁铁可以被安排来创造一个磁场拓扑结构，以实现稳定的等离子体约束，或者它们可以与由等离子体本身诱导流动的电流产生的磁场一起使用。20世纪60年代末，苏联在利用聚变反应进行实际能源生产方面取得了重大进展。苏联科学家在被称为托卡马克的机器中实现了高等离子体温度（约300万K），以及其他物理参数（见图）。托卡马克是一个环形磁约束系统，其中等离子体通过外部产生的圆环形磁场和在等离子体内流动的电流而保持稳定。自20世纪60年代末以来，托卡马克一直是全世界磁聚变研究的主要焦点，尽管其他方法，如恒星仪、紧凑环形体和反转场捏合（RFP）也被追求。在这些方法中，当磁力线绕着环形体进行时，磁场线遵循一个螺旋形或螺丝状的路径。在托卡马克中，螺旋线的间距很弱，所以场线松散地绕着环状体的极轴方向（通过中心孔）。相比之下，RFP场线绕得更紧，在环形方向（围绕中心孔）完成一个环之前，会在极线方向上缠绕许多次。
磁约束等离子体必须被加热到核聚变活跃的温度，通常大于75,000,000 K（相当于4,400 eV的能量）。这可以通过以下方式实现：将射频波或微波耦合到等离子体粒子上；注入中性原子的高能束，使其电离并加热等离子体；磁压缩等离子体；或通过电流通过等离子体时发生的欧姆加热（也称为焦耳加热）。
采用托卡马克概念，美国、欧洲和日本的科学家和工程师在20世纪80年代中期开始使用大型实验性托卡马克装置来达到温度、密度和能量约束的条件，这些条件现在与实际核聚变发电所需的条件相匹配。用于实现这些结果的机器包括欧盟的欧洲联合环流器（JET）、日本的托卡马克-60（JT-60），以及直到1997年，美国的托卡马克聚变试验反应堆（TFTR）。事实上，在TFTR和JET装置中，使用氘和氚的实验产生了超过10兆瓦的核聚变功率，并在等离子体本身基本上实现了能量平衡的条件。1990年代，德国和日本的大型恒星仪也实现了接近托卡马克的等离子体条件。
惯性约束核聚变（ICF）
在这种方法中，通过产生高达1017帕斯卡（1012个大气压）的压力，在短至纳秒（10-9秒）的时间内，燃料团被迅速压缩到比正常密度大1000至10000倍的密度。在这个时间段接近尾声时，内爆速度超过约3×105米/秒。在燃料的最大压缩下，现在处于冷等离子体状态，汇聚的冲击波中的能量足以将燃料的最中心加热到足以诱发聚变反应的温度（大于约4400eV的等效能量）。如果这种高度压缩的燃料材料的质量足够大，那么在这个热等离子体球分解之前就会通过聚变反应产生能量。在适当的条件下，可以释放出比压缩和冲击加热燃料到热核燃烧条件所需的更多能量。
ICF中的物理过程与热核武器和恒星形成中的物理过程有一定关系--即坍缩、压缩加热和核聚变的开始。恒星形成中的情况在一个方面有所不同：重力是塌缩的原因，而塌缩的恒星由于来自外能核聚变反应的热量而开始再次膨胀。膨胀最终被与恒星的巨大质量有关的引力所阻止，在这一点上，大小和温度都达到了平衡状态。相比之下，热核武器或ICF中的燃料会完全分解。然而，在理想的ICF情况下，直到约30％的聚变燃料燃烧后才会发生这种情况。
几十年来，在开发高能、短时脉冲驱动器的技术和系统方面已经取得了非常大的进展，这是内爆聚变燃料所必需的。最常见的驱动器是高功率激光器，尽管也使用能够产生高能离子束的粒子加速器。现在实验中使用的激光器在大约一纳秒的脉冲中产生超过10万焦耳的能量，而且短时爆发的功率超过1014瓦特。
有两台激光器能够在同样短的时间内提供高达5,000,000焦耳的能量，在聚变目标上产生超过5×1014瓦的功率水平，它们正在运行。一个设施是位于法国波尔多的MegaJoule激光器。另一个是位于美国加州利弗莫尔的劳伦斯利弗莫尔国家实验室的国家点火设施。
缪子催化的核聚变
在传统的核聚变计划中，需要限制非常高的温度等离子体，这导致一些研究人员探索替代方法，允许聚变反应物在更低的温度下更紧密地相互接近。一种方法是用μ代替通常围绕燃料原子核的电子。μ子是带负电的亚原子粒子，与电子类似，只是它们的质量是电子质量的200多倍，而且它们不稳定，半衰期约为2.2×10-6秒。事实上，在低温下的氘和氚的液体和气体混合物中，当μ子被注入该混合物时，已经观察到了核聚变。
缪子催化核聚变是对通过使一个氘核（氘核，D+）、一个氚核（氚核，T+）和一个缪子形成所谓的缪子分子来实现核聚变反应过程的命名。一旦一个μ介子分子形成，聚变反应的速度大约为3×10-8秒。然而，μ介子分子的形成是复杂的，涉及一系列的原子、分子和核过程。
在示意图中，当μ子进入氘和氚的混合物时，μ子首先被混合物中两种氢同位素中的一种捕获，形成原子D+-μ或T+-μ，原子现在处于激发状态。受激原子通过一个级联碰撞过程放松到基态，在这个过程中，μ子可能从氘核转移到氚核，或者反之亦然。更重要的是，也有可能会形成一个μ介子分子（D+-μ-T+）。尽管这是一个更罕见的反应，但一旦一个μ介子分子确实形成，聚变几乎立即发生，释放出混合物中的μ介子，再次被氘或氚核捕获，并允许该过程继续进行。在这个意义上，μ介子在混合物中充当了聚变反应的催化剂。实际能源生产的关键是在μ介子衰变之前产生足够的聚变反应。
介子催化核聚变的复杂性很多，包括产生介子（每个介子的能量消耗约为50亿电子伏特）并立即将其注入氘氚混合物中。为了产生比启动该过程所需更多的能量，在一个μ介子的半衰期内必须发生大约300个D-T聚变反应。
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