Coulombbarriären
Positivt laddade kärnor repellerar varandra elektriskt. För att den starka kärnkraften ska kunna binda dem måste de komma mycket nära varandra. Hög temperatur ger större kinetiska energier, men kvantmekanisk tunnling genom Coulombbarriären är också avgörande för att fusion ska ske vid realistiska temperaturer.
Fusion i stjärnor
Protonen har laddningen +e, elektronen −e och neutronen ingen nettoladdning. Om antalet protoner ändras får man ett annat grundämne. Om antalet neutroner ändras får man en isotop av samma grundämne. Om endast antalet elektroner ändras får man en jon, utan att kärnans identitet ändras.
Reaktionshastighet och temperatur
Det räcker inte att ange en enda temperaturgräns. Fusionshastigheten beror på partiklarnas energifördelning och reaktionens tvärsnitt. Det så kallade Gamow-fönstret beskriver ungefär det energiområde där kombinationen av tillgängliga partiklar och tunnlingssannolikhet ger störst bidrag.
Magnetisk och inertial inneslutning
På jorden försöker man skapa fusion med mycket heta plasman. Magnetisk inneslutning använder starka magnetfält för att hålla laddade partiklar borta från väggarna, medan inertial fusion snabbt komprimerar ett litet bränslemål. Båda metoderna måste hantera stora energiflöden och materialkrav.
Coulombbarriären
För ett nettoenergisystem måste tillräcklig temperatur, densitet och inneslutningstid uppnås samtidigt. Lawson-kriteriet sammanfattar denna balans. Att en enskild fusionreaktion frigör energi betyder alltså inte automatiskt att en anläggning producerar mer energi än hela systemet förbrukar.
Protonen har laddningen +e, elektronen −e och neutronen ingen nettoladdning. Om antalet protoner ändras får man ett annat grundämne. Om antalet neutroner ändras får man en isotop av samma grundämne. Om endast antalet elektroner ändras får man en jon, utan att kärnans identitet ändras.