핵융합반응을 열핵반응이라고도 하며, 모든 항성은 열핵반응으로 에너지를 만들어내고 있는 것이다. 수소 원자는 하나의 핵(양 자)을 중심으로 한 개의 전자가 전자운을 형성하여 핵을 싸고 있기 때문에, 다른 입자가 핵에 접근하기란 거의 불가능하다. 즉 보 통 때에는 수소의 핵과 핵이 서로 접근할 수 없으므로 핵이 융합할 수는 더욱 없다. 물질 원자의 온도가 100만 도K를 넘으면, 전자가 핵에서 떨어져 나와 전자와 양자가 따로따로 운동을 하게된다. 이와 같은 상태를 프라즈마라 하며, 이런 상태 하에서 비로소 핵과 핵이 서로 접촉할 가능성은 있으나, 핵 자체가 서로 융합되지는 못한다. 핵융합이 일어나려면 훨씬 높은 온도인 1,000만 도K를 초과해야한다. 온도가 그처럼 높으면 핵의 운동 에너지가 굉장히 크기 때문에 핵과 핵이 충돌을 일켜서 핵융합이라는 사건이 나타날 수 있게 된다.
[ P-P 반응 (양성자-양성자 연쇄반응) ]
태양의 중심온도가 어떤 한계의 도달하면, 4 개의 수소 핵(양자, proton)이 융합반응을 일으키게 되는데, 양자 2 개와 중성자 2 개가 하나로 뭉쳐서 새로운 핵을 만들고 2개의 전자가 주위에 전자운울 만들게 된다. 이것이 헬륨(He)이다. 이와 같은 핵의 반응을 P-P 반응이라 하며, 보통 물리학에서는 볼 수 없는 특이한 현상이 일어난다. 즉 반응의 전후에 질량이 감소한다는 것이다. 1g의 수소가 핵융합반응을 일으키면 만들어진 헬륨의 질량도 1g가 되어야하는 것인데, 0.993g 밖에는 되지 않는다. 0.007g의 질량은 어디로 갔는가? 이 감소된 질량의 부분이 바로 에너지로 변했기 때문이다. 즉 소멸된 질량은 고스란히 에너지로 변신할 수 있는 것이다. 물질의 질량과 에너지는 등가(equivalent)이다. 질량과 에너지가 서로 다른 것이 아니라 일정한 방정식에 의해 서로 교환될 수 있다는 것이다. 이것은 아인슈타인(A. Einstein)의 상대성 이론에서 유래한 유명한 결론이다. 아이슈타인 등가방정식 : E = mc2
(E는 에너지, m는 질량, c는 광속(3 × m/s))
대입 : 질량감소 7kg이므로
E = 7 × (3*108)2 = 6.3 × 1011 J = 175,000 Kw/h.
태양에서 지구에 도달한 에너지는 태양이 방출한 에너지 총량의 1/(5억) 정도이다. 열핵반응에 관여한 중심부 태양의 질량은 전체의 약 12 %이고 나머지는 융합반응 부분을 둘러싸고 있다. 태양에서 일어나는 열 핵반응의 속도, 즉 시간당 소멸되는 수소의 질량을 알 수 있으므로 태양의 나이와 수명을 추정할 수 있다. 태양의 현재의 나이는 약 100억 년이고, 앞으로 100억 년의 여명을 가지고 있다고 추정하고 있다.
