Reakce uvnitř hvězd se nazývají v odborném světě termonukleární reakce a jsou to reakce, při kterých dochází ke slučování atomových jader za vzniku obrovského množství energie, která se uvolňuje do okolí. K tomu, aby se tato reakce zažehla, je potřeba docílit teploty kolem miliónu stupňů Celsia. Jako první se do termonukleárních reakcí začnou zapojovat lehká jádra lithia a bóru, která se začnou spolu slučovat. Jejich zastoupení je však v protohvězdě poměrně malé a jejich energetická hodnota není nijak vysoká, takže nejsou pro protohvězdu životně důležité, jsou ale prvními prvky, které spolu začnou ve hvězdě reagovat. Jediné, co z toho pro nás plyne je, že v jádře vyhoří a přemění se na hélium. Během těchto reakcí stále dochází ke smršťování hvězdy, až do doby, kdy teplota v jádře vznikající hvězdy dosáhne 10 miliónu kelvinů. Při této teplotě se "zapálí" reakce, ve které mají rozhodující podíl vodík a hélium a která se stane po většinu života hvězdy nejdůležitější reakcí, která v ní bude probíhat. O jejím průběhu bude rozhodovat počáteční hmotnost hvězdy.
Hvězdy, které mají hmotnost menší než naše Slunce, vyrábějí energii podle proton-protonového řetězce. V průběhu této reakce se z vodíku tvoří postupně deuterium a lehký izotop hélia, dále pak lehký izotop berylia, které se posléze rozpadá na dvě héliová jádra, při čemž je v těchto reakcích patrné, že izotop hélia 42He je katalyzátor reakce. Hvězdy mají obrovské zásoby prvotního hélia ještě od dob Velkého třesku a takto uvolněnou energii odnášejí fotony a neutrony.
U hvězd, které jsou hmotnější než naše Slunce, probíhá trochu jiná reakce. Také se zde skládá hélium z vodíku, ale za přispění katalyzátoru uhlíku, dusíku a kyslíku (CNO). Reakce probíhá následovně:S jádrem vodíku nejprve reaguje uhlík, který se mění na lehký izotop dusíku, ten se mění na radioaktivní uhlík a po reakci s dalším protonem pak na normální dusík. Po srážce se třetím protonem vzniká pak těžký izotop kyslíku, který se rozpadá na těžký izotop dusíku. Konečně přibráním čtvrtého protonu vzniká hélium a obnovuje se uhlík, který je v reakci katalyzátorem. Výtěžek reakce je šest fotonů a dva neutrony. Reakce je silně závislá na teplotě.
V obou případech zaniká vodík a vzniká nový prvek, a to hélium. Při reakci je ztráta hmoty asi 0,8 % , které odnáší záření a neutrony z hvězdy ven.
Jakmile se ve hvězdě zažehne termonukleární reakce, vypaří se a z části i odfoukne mezihvězdný prach, který se nalézal v okolí protohvězdy, a tím pádem vznikla nová hvězda. Termonukleární reakce probíhá nejprve jen v jádru hvězdy, kde panuje asi tento poměr prvků - 70% vodíku a 30% hélia.
Během této základní fáze vývoje hvězdy se poloměr a jasnost nemění - zůstává konstantní. Nemění se ani teplota uvnitř jádra. Pro život hvězdy je to nejstálejší a nejdelší etapa jejího života. Pro hvězdu o hmotnosti Slunce je tato doba asi 9 miliard let. Pro hvězdu o hmotnosti 2 Sluncí trvá tato doba 1 miliardu let. Pro hvězdu o hmotnosti 5 Sluncí absolvuje tuto dobu za 65 miliónu let a pro hvězdu o hmotnosti 15 Sluncí je tato doba dlouhá 10 miliónů let. Z toho plyne poznatek, že čím je hvězda větší, tím rychleji si spotřebuje palivo a začne se přeměňovat.
Hvězdy těžší než Slunce nestíhají vyzařovat veškerou vzniklou energii, která vzniká v okolí jádra, a proto volí jiný způsob odvádění energie, a to, že v nich cirkuluje obal, jenž odvádí energie k povrchu hvězdy a také přivádí neustále nové palivo do "reaktoru". Díky tomuto promíchávání je jádro poměrně chemicky homogenní (stejné). Teprve od povrchu se energie odvádí ve formě záření. Jakmile se v konventním jádru zapálí termonukleární reakce, jádro se zvětší a ochladí, čímž přestane spalovat tolik vodíku. To však netrvá dlouho a tento jev se obrátí, tedy jádro se zmenší a teplota roste, čímž hvězda začne plýtvat na sklonku svého života drahocenným vodíkem. Během této reakce se vnější vrstvy stále rozpínají a to vede k tomu, že tyto vrstvy zčervenají. Nakonec se však vodík vyčerpá a celá hvězda se začne smršťovat. Promíchávání v jádře ustane a vzniká izotermní jádro (jádro o stejné teplotě). Po té následuje další rozpínání hvězdy díky přenesení výroby energie do obalu hvězdy. Za čas dojde i palivo v obalu a hvězda chladne (červená) a nadále roste její poloměr až na stonásobek poloměru Slunce. Hvězda se stala červeným obrem. Pak se stane něco neočekávané. Dosavadní odpad hélium se stane palivem a začne probíhat nová reakce.
Dvě héliová jádra vytvářejí izotop berylia, jenž se po srážce s další částicí hélia přeměňuje na jádro uhlíku. Uvolněná energie se rovná energii dvou fotonů. Zapálení hélia s projevuje poklesem svítivosti hvězdy. V jádře se zatím slučuje uhlík s héliem a vzniká tam kyslík. Toto smršťování a rozpínání se několikrát opakují a vznikají těžké prvky jako jsou Si, S, Mg, Ca a Ti. Teplota roste na několik miliard kelvinů. Po tomto hvězda "umírá", což znamená, že se přeměňuje v černou díru, bílého trpaslíka, neutronovou hvězdu......
To jsou reakce, které, jak se domníváme, probíhají uvnitř hvězd. Tyto reakce jsou odvozeny převážně z výpočtů.
Hvězdy, které mají hmotnost menší než naše Slunce, vyrábějí energii podle proton-protonového řetězce. V průběhu této reakce se z vodíku tvoří postupně deuterium a lehký izotop hélia, dále pak lehký izotop berylia, které se posléze rozpadá na dvě héliová jádra, při čemž je v těchto reakcích patrné, že izotop hélia 42He je katalyzátor reakce. Hvězdy mají obrovské zásoby prvotního hélia ještě od dob Velkého třesku a takto uvolněnou energii odnášejí fotony a neutrony.
U hvězd, které jsou hmotnější než naše Slunce, probíhá trochu jiná reakce. Také se zde skládá hélium z vodíku, ale za přispění katalyzátoru uhlíku, dusíku a kyslíku (CNO). Reakce probíhá následovně:S jádrem vodíku nejprve reaguje uhlík, který se mění na lehký izotop dusíku, ten se mění na radioaktivní uhlík a po reakci s dalším protonem pak na normální dusík. Po srážce se třetím protonem vzniká pak těžký izotop kyslíku, který se rozpadá na těžký izotop dusíku. Konečně přibráním čtvrtého protonu vzniká hélium a obnovuje se uhlík, který je v reakci katalyzátorem. Výtěžek reakce je šest fotonů a dva neutrony. Reakce je silně závislá na teplotě.
V obou případech zaniká vodík a vzniká nový prvek, a to hélium. Při reakci je ztráta hmoty asi 0,8 % , které odnáší záření a neutrony z hvězdy ven.
Jakmile se ve hvězdě zažehne termonukleární reakce, vypaří se a z části i odfoukne mezihvězdný prach, který se nalézal v okolí protohvězdy, a tím pádem vznikla nová hvězda. Termonukleární reakce probíhá nejprve jen v jádru hvězdy, kde panuje asi tento poměr prvků - 70% vodíku a 30% hélia.
Během této základní fáze vývoje hvězdy se poloměr a jasnost nemění - zůstává konstantní. Nemění se ani teplota uvnitř jádra. Pro život hvězdy je to nejstálejší a nejdelší etapa jejího života. Pro hvězdu o hmotnosti Slunce je tato doba asi 9 miliard let. Pro hvězdu o hmotnosti 2 Sluncí trvá tato doba 1 miliardu let. Pro hvězdu o hmotnosti 5 Sluncí absolvuje tuto dobu za 65 miliónu let a pro hvězdu o hmotnosti 15 Sluncí je tato doba dlouhá 10 miliónů let. Z toho plyne poznatek, že čím je hvězda větší, tím rychleji si spotřebuje palivo a začne se přeměňovat.
Hvězdy těžší než Slunce nestíhají vyzařovat veškerou vzniklou energii, která vzniká v okolí jádra, a proto volí jiný způsob odvádění energie, a to, že v nich cirkuluje obal, jenž odvádí energie k povrchu hvězdy a také přivádí neustále nové palivo do "reaktoru". Díky tomuto promíchávání je jádro poměrně chemicky homogenní (stejné). Teprve od povrchu se energie odvádí ve formě záření. Jakmile se v konventním jádru zapálí termonukleární reakce, jádro se zvětší a ochladí, čímž přestane spalovat tolik vodíku. To však netrvá dlouho a tento jev se obrátí, tedy jádro se zmenší a teplota roste, čímž hvězda začne plýtvat na sklonku svého života drahocenným vodíkem. Během této reakce se vnější vrstvy stále rozpínají a to vede k tomu, že tyto vrstvy zčervenají. Nakonec se však vodík vyčerpá a celá hvězda se začne smršťovat. Promíchávání v jádře ustane a vzniká izotermní jádro (jádro o stejné teplotě). Po té následuje další rozpínání hvězdy díky přenesení výroby energie do obalu hvězdy. Za čas dojde i palivo v obalu a hvězda chladne (červená) a nadále roste její poloměr až na stonásobek poloměru Slunce. Hvězda se stala červeným obrem. Pak se stane něco neočekávané. Dosavadní odpad hélium se stane palivem a začne probíhat nová reakce.
Dvě héliová jádra vytvářejí izotop berylia, jenž se po srážce s další částicí hélia přeměňuje na jádro uhlíku. Uvolněná energie se rovná energii dvou fotonů. Zapálení hélia s projevuje poklesem svítivosti hvězdy. V jádře se zatím slučuje uhlík s héliem a vzniká tam kyslík. Toto smršťování a rozpínání se několikrát opakují a vznikají těžké prvky jako jsou Si, S, Mg, Ca a Ti. Teplota roste na několik miliard kelvinů. Po tomto hvězda "umírá", což znamená, že se přeměňuje v černou díru, bílého trpaslíka, neutronovou hvězdu......
To jsou reakce, které, jak se domníváme, probíhají uvnitř hvězd. Tyto reakce jsou odvozeny převážně z výpočtů.