별의 핵심에서, 수소 원자는 전자가 벗겨져 양성자로 알려진 원자 핵 만 남겨 둡니다. 고압 및 온도의 극한 조건 하에서, 이들 양성자는 그들 사이의 반발 전자기력을 극복하고 함께 융합하기에 충분한 운동 에너지를 가지고있다.
두 양성자가 융합 될 때, 이들은 중수소 핵을 형성하여 다른 양성자를 빠르게 포착하여 헬륨 -3 핵을 형성한다. 헬륨 -3 핵의 융합은 헬륨 -4를 생성하여 감마선 형태로 상당한 양의 에너지를 방출합니다. 이 에너지 방출은 별의 외부 압력에 기여하여 별의 물질을 안쪽으로 끌어 당기는 중력에 대응합니다.
코어에 충분한 수소 연료가있는 한, 별은 일련의 원자 반응을 통해 양성자를 헬륨에 융합시킨다. 이 과정은 스타의 내부 에너지 생산을 유지하고 중력 붕괴에 대한 평형을 유지합니다. 융합 속도는 별의 질량, 구성 및 진화 단계에 달려 있습니다. 더 거대한 별은 핵심 온도와 압력이 높아서 더 빠른 융합 속도를 가능하게합니다.
핵 융합의 발병은 진화의 주요 순서 단계에서 별의 수명의 시작을 나타냅니다. 이 단계에서 별의 에너지 생산은 비교적 안정적이며 표면 온도에 의존하는 특징적인 색상과 밝기로 꾸준히 빛납니다. 궁극적으로, 별의 융합 과정은 수소 연료를 소비함에 따라 진화하여, 붉은 거대 단계를 포함하여 다양한 단계의 별 진화 단계로, 별이 핵심에 더 무거운 요소를 융합하고 결국 흰색 왜성, 중성자 또는 블랙홀이되는 것과 같은 스타의 궁극적 인 운명을 융합시킵니다.
