تاریخچه ی:
واکنش گرما – هسته‌ای
!مفاهیم پایه
از ((همجوشی هسته‌ای|همجوشی هسته‌های)) سبک به هسته‌ای سنگین‌تر ، ممکن است اختلاف انرژی‌های پیوندی آزاد شود. ((انرژی جنبشی)) دو هسته‌ای که بخواهند با هم برخورد کنند بایستی به قدر کافی زیاد باشد تا بر ((نیروی الکتریکی|نیروی دافعه الکتریکی)) متقابل بین آنها غلبه کند.
این انرژی جنبشی ممکن است از درجه حرارت بالا همانند داخل ستاره‌ای ، یا از یک منشا غیر گرمایی همانند ((انرژی)) حاصل از برخورد ذرات ((پرتوهای کیهانی|پرتوی کیهانی)) یا شارهای (Flax) ذرات پرانرژی در ((جو ستارگان)) ، ناشی شود. ((واکنش هسته‌ای|واکنش‌های هسته‌ای)) که در دمای بالا انجام می‌شوند ، واکنش‌های گرما - هسته‌ای نام دارند.
!واکنش گرما - هسته‌ای در ((ستارگان))
فازهای اصلی تکامل ستاره ، از همجوشی گرما - هسته‌ای پروتونها به هسته‌های ((هلیوم|هلیوم He)) ، سپس هسته‌های He به ((کربن|هسته‌های کربن C)) و غیره ، مشخص می‌شود. برای مثال ، یک ستاره چگال با ((جرم خورشید|جرم 10 برابر خورشید)) ، در حدود 104 مرتبه بیشتر از ((خورشید)) ، انرژی گسیل می‌کند.
((ستاره)) ، چنین شارهای عظیمی از انرژی را توسط واکنش‌های گرما هسته‌ای ، در اعماق داخلی خود ، بطور تدریجی با تبدیل هیدروژن H به هلیوم He و سپس عناصر سنگین‌تر تا رسیدن به ((آهن|آهن Fe)) ، و هم زمان ، انرژی آزاد شده توسط پیوند را تولید می‌کند.
!نتایج نوین واکنش گرما - هسته‌ای
واکنش‌های گرما هسته‌ای در نواحی داخلی ستاره ، دارای تاثیر دوگانه‌ای هسته‌اند:
*اتم‌های سنگین‌تر از هیدروژن اولیه ، از آن تولید شده و شوند (هسته سازی Nucleo Synthesis ).
*انرژی پیوندی آزاد شده ، به تابش هسته‌ای تبدیل می‌شود.
*عمر ستارگان و وجود کلیه ((عناصر شیمیایی)) (به استثنای ((عناصر سبک))) ، نتیجه روی دادن برهمکنش‌های قوی بین نلکئونها در اعماق داخلی ستارگان است.
*ساختمان و تکامل ستارگان ، و نیز تشکیل عناصر سنگین‌تر به واکنش‌های گرما هسته‌ای مربوط است.
!مباحث مرتبط با عنوان
*((الکترون))
*((انرژی جنبشی))
*((نیروی الکتریکی))
*((هسته))
*((همجوشی هسته‌ای))
