Här är en uppdelning:
1. vätefusion: Djupt i kärnan i en stjärna får det intensiva trycket och värmen väteatomer att kollidera med enorm kraft.
2. Att övervinna repulsion: Normalt avvisar de positivt laddade protonerna i väteatomerna varandra. De extrema förhållandena i stjärnans kärna övervinner emellertid denna avstötning.
3. fusion till helium: När väteatomerna kolliderar med tillräckligt med energi, smälter de samman för att bilda heliumatomer. Denna fusionsprocess frigör en enorm mängd energi, främst i form av ljus och värme.
4. Massenergiomvandling: Nyckeln till denna process är att massan av den resulterande heliumatomen är något mindre än den kombinerade massan av de fyra väteatomerna som gick in i reaktionen. Denna skillnad i massa omvandlas till energi, efter Einsteins berömda ekvation E =mc².
Denna process fortsätter under en stjärns liv och ger den energi som gör att den kan lysa och producera värme.
Det är viktigt att notera att denna process är oerhört effektiv. En stjärna kan bränna genom sitt vätebränsle i miljarder år innan den så småningom slutar och övergångar till ett annat stadium i sin livscykel.
