1. 성분 :
* 수소 동위 원소 : 별은 주로 가장 간단한 요소 인 수소로 구성됩니다. 별의 핵심에는 수소의 두 가지 동위 원소가 있습니다.
* protium (¹h) : 단일 양성자를 함유하는 가장 일반적인 형태의 수소.
* 중수소 (²h) : 하나의 양성자와 하나의 중성자를 함유하는 더 무거운 수소 동위 원소.
2. 과정 :
* 고온 및 압력 : 별의 핵심 깊이, 엄청난 중력 압력과 열은 극한의 조건을 만듭니다.
* 쿨롱 장벽 극복 : 수소 핵의 양전자가 전자기력으로 인해 서로 격퇴 된 양성자. 극한의 열은이 반발을 극복하기에 충분한 에너지를 제공하여 핵이 융합이 발생할 수있을 정도로 가까워 질 수있게한다.
* 융합 반응 : 양성자가 융합 될 때, 그들은 중수소를 형성하여 과정에서 에너지를 방출합니다. 이 중수소는 다른 양성자와 융합하여 헬륨을 형성하고 더 많은 에너지를 방출 할 수 있습니다.
태양에서 가장 흔한 융합 반응은 다음과 같습니다.
4 ¹h → hhe + 2 e⁺ + 2 νe + 2γ
3. 에너지 방출 :
* 질량 에너지 등가 : 생성 된 헬륨 핵의 총 질량은 4 개의 수소 핵의 결합 질량보다 약간 작다. 아인슈타인의 유명한 방정식 E =MC²에 따르면, 이러한 질량의 차이는 에너지로 전환된다.
* 에너지 운송 : 이 에너지는 스타의 혈장에 의해 흡수되고 다시 방출되는 감마 광선으로 방출되어 결국 별의 표면에 도달하여 빛과 열로 우주로 발산합니다.
요약 :
별의 핵 융합은 가벼운 핵 (수소)을 엄청난 압력과 열에서 더 무거운 핵 (헬륨)으로 결합하는 과정입니다. 이 과정은 엄청난 양의 에너지를 방출하여 별을 빛나게합니다.
