En física nuclear, la fusión nuclear (no confundir con la fisión nuclear) es una reacción nuclear en la que varios núcleos atómicos se unen y forman un núcleo más pesado. Estas reacciones son, en general, exotérmicas cuando ocurre entre átomos más ligeros que el hierro y endotérmicas si son más pesados. Esta energía absorbida o cedida durante la reacción se debe al efecto conocido como defecto de masa. Las reacciones de fusión, mediadas por la interacción nuclear fuerte, ocurren cuando los átomos ligeros que van a fusionarse disponen de la suficiente energía como para vencer a las fuerzas electromagnéticas que los repelen. Estas condiciones solo se dan a gran temperatura, cuando la materia que forman estos átomos está en estado de plasma. La fusión nuclear es, por tanto, el proceso inverso de la fisión nuclear, reacción nuclear en la que un átomo pesado da lugar a dos átomos más ligeros.
Dada la temperatura necesaria, en la naturaleza este tipo de reacciones solo pueden observarse en el núcleo de las estrellas, donde las temperaturas son del orden de decenas de millones de Kelvin. La energía liberada en las reacciones de fusión que ocurren en las estrellas es, de hecho, la principal fuente de energía de estas. Además, estas reacciones de fusión que ocurren en las estrellas son una de las principales fuentes de creación de los elementos químicos pesados existentes en la naturaleza, en un proceso conocido como nucleosíntesis estelar.
Artificialmente también pueden llevarse a cabo reacciones de fusión, aunque debido a las condiciones de temperatura necesarias, el control de estas reacciones es un reto tecnológico aún no resuelto. La primera aplicación de la fusión nuclear llevada a la práctica fue la invención de la bomba de hidrógeno. En la actualidad también se investiga cómo mantener las condiciones necesarias para que ocurran las reacciones de fusión nuclear de manera controlada y poder así generar energía eléctrica a partir de ella. En particular, dado que la energía liberada durante la reacción es mayor cuanto menor sea la masa de los átomos intervinientes, suelen investigarse las reacciones de fusión que ocurren entre distintos isótopos del hidrógeno. Para el control de la reacción existen distintos conceptos en desarrollo, fundamentalmente el confinamiento inercial y el confinamiento magnético. Esta investigación se lleva a cabo en distintos laboratorios y organizaciones del mundo, siendo la más destacada el proyecto ITER fruto de la colaboración internacional y centrado en el confinamiento magnético.
Sobre la base de los experimentos de transmutación nuclear de Ernest Rutherford, conducidos pocos años antes, Mark Oliphant, en 1932, observó por primera vez la fusión de núcleos ligeros (isótopos de hidrógeno). Posteriormente, durante el resto de ese decenio, Hans Bethe estudió las etapas del ciclo principal de la fusión nuclear en las estrellas. La investigación acerca de la fusión para fines militares se inició en la década de 1940 como parte del Proyecto Manhattan, pero no tuvo éxito hasta 1952. La indagación relativa a fusión controlada con fines civiles se inició en la década de 1950, y continúa hasta el presente.
El 5 de diciembre de 2022, el NIF (National Ignition Facility), logró, en un experimento de fusión nuclear por confinamiento inercial, un factor de ganancia positivo, es decir, consiguió que la reacción de fusión nuclear llevada a cabo liberara más energía que la introducida en el combustible.
El 13 de diciembre de 2022, el Departamento de Energía de los Estados Unidos anunció que el 5 de diciembre de 2022, habían logrado con éxito el punto de equilibrio de fusión, "entregando 2,05 megajulios (MJ) de energía al objetivo, lo que resulta en 3. 15 MJ de producción de energía de fusión".
Antes de este avance, las reacciones de fusión controlada habían sido incapaces de producir una fusión controlada de equilibrio (autosostenida). Los dos enfoques más avanzados para ello son la confinamiento magnético (diseños toroidales) y el confinamiento inercial (diseños láser). Se están desarrollando diseños viables para un reactor toroidal que teóricamente proporcionará diez veces más energía de fusión que la necesaria para calentar el plasma a las temperaturas requeridas (véase ITER). Se prevé que el ITER finalice su fase de construcción en 2025. Comenzará a poner en marcha el reactor ese mismo año e iniciará los experimentos con plasma en 2025, pero no se espera que comience la fusión completa de deuterio-tritio hasta 2035.
Las empresas privadas que persiguen la comercialización de la fusión nuclear recibieron 2600 millones de dólares en financiación privada solo en 2021, que fueron a parar a muchas startups notables, entre ellas Commonwealth Fusion Systems, Helion Energy Inc, General Fusion, TAE Technologies Inc. y Zap Energy Inc.
Fusión nuclear en las estrellas
Un importante proceso de fusión es la nucleosíntesis estelar que alimenta las estrellas, incluido el Sol. En el siglo XX, se reconoció que la energía liberada por las reacciones de fusión nuclear explica la longevidad del calor y la luz estelares. La fusión de núcleos en una estrella, a partir de su abundancia inicial de hidrógeno y helio, proporciona esa energía y sintetiza nuevos núcleos. En función de la masa de la estrella (y, por tanto, de la presión y la temperatura de su núcleo), intervienen distintas cadenas de reacciones.
Hacia 1920, Arthur Eddington anticipó el descubrimiento y el mecanismo de los procesos de fusión nuclear en las estrellas, en su artículo La constitución interna de las estrellas. Por aquel entonces, se desconocía la fuente de energía estelar; Eddington especuló correctamente que la fuente era la fusión del hidrógeno en helio, liberando una enorme energía según Ecuación de Einstein. E = mc2. Se trataba de un avance especialmente notable, ya que en aquella época aún no se había descubierto la fusión ni la energía termonuclear, ni siquiera que las estrellas estuvieran compuestas en su mayor parte por hidrógeno (véase metalicidad). El artículo de Eddington razonaba que:
La principal teoría de la energía estelar, la hipótesis de la contracción, debería hacer que la rotación de una estrella se acelerara visiblemente debido a la conservación del momento angular. Pero las observaciones de las estrellas variables Cefeidas mostraron que esto no ocurría.
La única otra fuente plausible de energía conocida era la conversión de materia en energía; Einstein había demostrado unos años antes que una pequeña cantidad de materia equivalía a una gran cantidad de energía.
Francis Aston también había demostrado recientemente que la masa de un átomo de helio era aproximadamente un 0. 8% menos que la masa de los cuatro átomos de hidrógeno que, combinados, formarían un átomo de helio (según la teoría de la estructura atómica entonces vigente, que sostenía que el peso atómico era la propiedad distintiva entre los elementos; los trabajos de Henry Moseley y Antonius van den Broek demostrarían más tarde que la carga nucleica era la propiedad distintiva y que, por tanto, un núcleo de helio estaba formado por dos núcleos de hidrógeno más masa adicional). Esto sugería que si tal combinación podía ocurrir, liberaría una energía considerable como subproducto.
Si una estrella contuviera sólo un 5% de hidrógeno fusible, bastaría para explicar cómo obtienen su energía las estrellas. (Ahora se sabe que la mayoría de las estrellas "ordinarias" contienen mucho más del 5% de hidrógeno).
También podrían fusionarse otros elementos, y otros científicos habían especulado con que las estrellas eran el "crisol" en el que los elementos ligeros se combinaban para crear elementos pesados, pero sin mediciones más precisas de sus masas atómicas no se podía decir nada más en aquel momento.
Para que pueda ocurrir la fusión debe superarse una importante barrera de energía producida por la fuerza electrostática. A grandes distancias, dos núcleos se repelen debido a la fuerza de repulsión electrostática entre sus protones, cargados positivamente. Sin embargo, si se pueden acercar dos núcleos lo suficiente, debido a la interacción nuclear fuerte, que en distancias cortas es mayor, se puede superar la repulsión electrostática.