eux nucléides au faible nombre de masse peuvent, lors d’un choc, fusionner et donner un nucléide au nombre de masse plus élevé : c’est la fusion nucléaire.
Donnons deux exemples d'équation bilan : 
L’énergie moyenne de liaison par nucléon du noyau formé est supérieur à celle des noyaux qui fusionnent ; en conséquence, ces réactions sont très exoénergétiques.
Le bilan énergetique permet de quantifier l'energie produite.
L'homme profite naturellement de la fussion nucléaire par l'intermediaire du Soleil.
es réactions de fusion sont souvent appelées réactions thermonucléaires parce qu’elles nécessitent une haute température pour se produire. En effet, seules les particules animées de vitesse considérables ont une énergie cinétique suffisante pour s’approcher les unes les autres et fusionner.
Ces réactions produisent essentiellement des noyaux d’hélium à partir de protons.
L’une des séries de réactions thermonucléaires rencontrées dans les étoiles est connue sous le nom de cycle proton-proton : (formule ci-contre)
’énergie libérée par ce cycle est d’environ 25 MeV, c’est-à-dire 6 MeV par nucléon participant à la réaction de fusion (alors que la fission ne produisait que 1 MeV par nucléon). Il existe d’autres cycles stellaires; l’un d’entre eux fait intervenir des noyaux de carbone.
