Pour obtenir une réaction de fusion, il faut rapprocher suffisamment deux noyaux qui, puisqu’ils sont tous deux chargés positivement, se repoussent. Une certaine énergie est donc indispensable pour franchir cette barrière et arriver dans la zone, très proche du noyau, où se manifestent les forces nucléaires capables de l’emporter sur la répulsion électrostatique. La probabilité de passage de cette barrière peut être quantifiée par la « section efficace ». La variation en fonction de l’énergie d’interaction exprimée keV des sections efficaces de plusieurs réactions de fusion est indiquée sur la courbe ci-contre.
La réaction de fusion la plus accessible est la réaction impliquant le deutérium et le tritium. C’est sur cette réaction que se concentrent les recherches sur la fusion contrôlée.
Les températures (qui mesurent l’énergie d’interaction) requises pour la fusion thermonucléaire dépassent la centaine de millions de degrés ! A de telles températures, les électrons se sont détachés complètement du noyau ; on dit que l’atome s’ionise et l’on entre alors, dans le quatrième état de la matière, l’état de plasma. Le plasma existe dans l’univers sous des formes très diverses et avec des caractéristiques très variables. Ainsi les températures vont d’un à dix mille électronvolts et les densités s’étagent plus encore, allant de quelques particules par m³ dans les gaz interstellaires, jusqu’à 1030 particules par m³ au centre de certaines étoiles. Les plasmas constituent la forme la plus répandue de la matière dans l’univers.
