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核聚变（英语：Nuclear fusion，台湾称为核融合），又称融合反应，是指将两个较轻的核结合而形成一个较重的核和一个极轻的核（或粒子）的一种核反应形式。在此过程中，物质并没有守恒，因为有一部分正在聚变的原子核的物质被转化为光子（能量）。核聚变是给活跃的或“主序的”恒星提供能量的过程。
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两个较轻的核在融合过程中产生质量耗损而释放出巨大的能量，两个轻核在发生聚变时虽然因它们都带正电荷而彼此排斥，然而两个能量足够高的核迎面相遇，它们就能相当紧密地聚集在一起，以致核力能够克服库仑斥力而发生核反应，这个反应叫做核聚变。[1]
举例：两个质量小的原子，比方说两个氘原子，在一定条件下（如超高温和高压），会发生原子核互相聚合作用，生成中子和氦-3，并伴随着巨大的能量释放。
原子核中蕴藏巨大的能量。根据质能方程E=mc2，原子核之净质量变化（反应物与生成物之质量差）造成能量的释放。如果是由重的原子核变化为轻的原子核，称为核裂变，如原子弹爆炸；如果是由较轻的原子核变化为较重的原子核，称为核聚变。一般来说，这种核反应会终止于铁，因为其原子核最为稳定。
1920年，亚瑟·爱丁顿提出氢氦聚变可能是恒星能量的主要来源。在欧内斯特·卢瑟福的核嬗变实验基础上，马克·奥利芬特于1932年完成了氢同位素的实验室聚变。1930年代，汉斯·贝特提出了恒星核聚变主循环的理论。1940年代初，作为曼哈顿计划的一部分，开始研究用于军事目的的核聚变。1951年，在核试验中完成了核聚变。1952年11月1日，在常春藤麦克氢弹试验中首次进行了大规模核聚变。
最早的人工核融合技术在氢弹上得到体现。1950年代，人类开始研究用于民用目的的受控热核聚变。
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核聚变将诸如氢原子核一类的较轻的原子核结合形成较重的原子核。原子核带正电，故库仑力会阻碍原子核的结合。克服库仑势垒需要大量的能量。轻核所带的电荷少，因此它们聚变时需要克服的势垒越小，释放出的能量就越多。随着原子核质量的增加到一个临界点时，聚变反应所需克服的势能大于反应放出的能量，即没有净能量产生。这一临界点是镍-62。
氘核与氚核是核聚变的最佳燃料。它们都是氢原子核的重同位素。由于中子与质子比相对较高，它们的势垒也就较小。电中性的中子通过核力使得原子核中的核子紧密地结合在一起。氚核的中子与质子比（2个中子，1个质子）是稳定原子核中最高的。增加质子或减少中子都会使得克服势垒所需的能量变多。
一般条件下氘核与氚核的混合态不会产生持续的核聚变。由于核子之间的距离小于10fm才会有核力的作用，因此核子必须靠外部能量聚合在一起。就算在温度极高，密度极大的太阳中心，平均每个质子要等待数十亿年才能参与一次聚变。[2]要使聚变能够实际应用，原子核利用率必须大幅提升：温度提升到K，或施加极大的压强。实现自持聚变反应并获得能量增益的关于密度和压强的必要条件就是惯性局限融合。这一判据自1950年代氢弹爆炸成功而闻名，而在地球上实现惯性局限融合十分困难。
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如果要进行核聚变反应，首先就必须提高物质的温度，使原子核和电子分开，处于这种状态的物质称为等离子体。顾名思义，核力是一种非常强大的力量，而其力量所及的范围仅止于10−10～10−13米左右，当质子和中子互相接近至此范围时，核力就会发挥作用，因而发生核聚变反应。
但由于原子核带正电，彼此间会互相排斥，所以很难使其彼此互相接近。若要克服其相斥的力量，就必须适当地控制电浆的温度、密度和封闭时间﹝维持时间﹞，此三项条件缺一不可。由于提高物质的温度可以使原子核剧烈转动，因此温度升高，密度变大，封闭的时间越长，彼此接近的机会越大。
由于电浆很快就会飞散开来，所以必须先将其封闭。用来使电浆封闭的方法有许多种，太阳内部是利用巨大重力使电浆封闭，而在地球上则必须采取别的方法，磁场的利用便是其中一种。当电浆带电时，电荷被卷在磁力线上，因此只要制造出磁场，就能够将电浆封闭，使它们悬浮在真空中。
1920年，亚瑟·爱丁顿提出氢氦聚变可能是恒星能量的主要来源。
1932年，马克·奥利芬特在卢瑟福的核嬗变实验基础上，完成了氢同位素的实验室聚变[3]。
1930年代，汉斯·贝特提出了恒星核聚变主循环的理论[3]。
1940年代初，用于军事目的的核聚变研究被列入曼哈顿计划[3]。
1951年，美国实施温室行动，在核试验中完成了人类首次的核聚变[3]。
1951年5月，莱曼·史匹哲提出仿星器概念，此后至六十年代，仿星器一直是核聚变能研究的主流装置，直至苏联提出了比仿星器更高效的托卡马克概念，关于仿星器的研究才被搁置[4]。
1952年11月1日，美国在常春藤麦克的氢弹试验中首次进行了大规模核聚变[3]。
1950年代早期，马克·奥利芬特在澳洲国立大学成立了至今依旧活跃的等离子体核聚变研究设施H-1NF。
目前人类已经可以实现不受控制的核聚变，如氢弹的爆炸；也可以触发可控制核融合，只是输入的能量大于输出、或发生时间极短。但是要想能量可被人类有效利用，必须能够合理的控制核聚变的速度和规模，实现持续、平稳的能量输出；而触发核融合反应必须消耗能量（约1亿度），因此人工核融合所产生的能量与触发核融合的能量要到达一定的比例才能有经济效应。科学家正努力研究如何控制核聚变，但是现在看来还有很长的路要走。目前主要的几种可控制核聚变方式：Z脉冲功率设施、激光约束（惯性约束）核聚变、磁约束核聚变（托卡马克）。
2005年，部份科学家相信已经成功做出小型的核聚变[5]，并且得到初步验证[6]。首个实验核聚变发电站将选址法国[7]。
根据2014年2月12日英国科学期刊《自然》电子版，美国能源部所属国家研究机构劳伦斯利福摩尔国家实验室的研究团队首次确认，使用高功率雷射进行的核融合实验，从燃料所释放出来的能量，超出投入的能量。[8]
2014年10月，洛克希德·马丁宣布发明小型核融合反应炉，100兆瓦特反应炉缩小至7x10英呎大小，于1年之内能进行测试，10年内能正式运转[9]。大部分科学家对此声明表示怀疑，其小型反应炉与世上任何反应炉构造都不同。
目前世界上最大的实验性托卡马克反应炉是法国南部正在建设中的国际热核聚变实验反应堆，2020年7月，该项目正式启动机器组装阶段，截至2022年7月[update]，据实现首次等离子体放电所需的工作已达成77.1%，预计将于2025年12月进行首次测试[10]。
2019年11月，美国洛斯阿拉莫斯国家实验室正在进行一项等离子体线性实验（PLX），旨在结合目前两种核聚变方式之所长。
2018年11月，中国科学院合肥物质科学研究院等离子体物理研究所宣布在合肥综合性国家科学中心的全超导托卡马克核聚变实验装置实现一亿度等离子体运行[11]。2021年5月，EAST创造新的世界纪录，成功实现可重复的1.2亿摄氏度101秒和1.6亿摄氏度20秒等离子体运行，将1亿摄氏度20秒的原纪录延长了5倍[12]。
2022年12月，美国能源部宣布，劳伦斯利佛摩国家实验室科学家首度达成“能量净增益”，即在核融合反应达成产出的能量远高于引发反应所使用能量，将有助发展洁净能源。[13]
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| 反应物 | 产物 | Q | n/MeV | |
|---|---|---|---|---|
| 第一代核融合发电燃料 | ||||
| 2 1H + 2 1H (D-D) |
→ | 3 2He + 1 0 |
3.268 MeV | 0.306 |
| 2 1H + 2 1H (D-D) |
→ | 3 1H + 1 1H |
4.032 MeV | 0 |
| 2 1H + 3 1H (D-T) |
→ | 4 2He + 1 0 |
17.571 MeV | 0.057 |
| 第二代核融合燃料 | ||||
| 2 1H + 3 2He (D-3 He) |
→ | 4 2He + 1 1H |
18.354 MeV | 0 |
| 第三代核融合燃料 | ||||
| 3 2He + 3 2He |
→ | 4 2He + 2 1 1H |
12.86 MeV | 0 |
| 11 5B+ 1 1H |
→ | 3 4 2He |
8.68 MeV | 0 |
| 氘（D）融合总反应 （前四行反应的总和） | ||||
| 6 D | → | 2(4 He + n + p) |
43.225 MeV | 0.046 |
| 目前最常用的核燃料 | ||||
| 235 U + n |
→ | 2 核分裂产物 + 2.5 n | ~200 MeV | 0.001 |
燃料中的氘是稳定同位素、可以由海水获得，氚的半衰期短、但可以用中子撞击锂-6来获得 [19] ，氦-3可以是清洁核燃料，但地球的存量很少，必须要到月球或木星上通过宇宙采矿获取。
D-T反应及D-D反应都会产生中子，而这会让核融合设施带有放射线，但这些核废料比核分裂发电造成的好处理多了；而反应温度更高的D-3
He反应本身没有产生中子，但因为反应物包含D，因此会附带D-D反应、而产生中子；纯3
He的反应则只会产生质子、质子可以用电场处理、而且还可以用来直接发电（类似燃料电池的方法），11
5B + 1
1H反应的原料更好取得，但第三代核融合的技术难度又更高一截。
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相较于核裂变发电，核聚变产生的核废料半衰期极短（低管理成本、核泄漏时总危害较低、最多只有一公里内需要撤退）、安全性也更高（不维持对核的约束便会停止反应）。如氘和氚之核融合反应，其原料可直接取自海水，来源几乎取之不尽，因而是比较理想的能源取得方式。[20] 核融合也是一种中子源，借此可以触发核分裂。利用中子源来触发核分裂反应称为次临界核分裂，次临界核分裂不但安全性接近核融合，且技术难度较核融合发电低（若是把核融合来当中子源触发核分裂发电，技术需求也会比仅使用核融合的能量发电低），还可以处理核分裂发电造成的核废料及过多的原子弹、让这些核废料的半衰期由数万年缩短为数百年。[20]
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