סופרנובה – הבדלי גרסאות

בכוכב שמסתו קטנה מתחת ל־0.08 ממסת השמש, היתוך גרעיני לא מתחיל כלל, מאחר שכוח הכבידה אינו מספיק חזק לדחוס את ליבת הכוכב ולהתקרב לחום הנדרש לתחילת היתוך המימן. במקרה כזה, הכוכב מוגדר כ[[ננס חום]]. אך בכוכב גדול יותר, התהליך מתחיל כך: היתוך ארבעה אטומי [[מימן]] לאטום אחד של [[הליום]]{{הערה|בארבעה אטומי המימן יש ארבעה [[פרוטון|פרוטונים]], ואילו בגרעין אטום ההליום יש רק שני פרוטונים, ועוד שני [[נייטרון|נייטרונים]] שנוצרו משני הפרוטונים הנותרים. המטען החשמלי נשמר בכך שבתהליך ההיתוך נוצרים גם שני [[פוזיטרון|פוזיטרונים]], בעלי מטען שווה לזה של הפרוטונים המקוריים (ועוד שני [[נייטרינו]]). התהליך המלא מורכב מעט יותר ומתואר בערך [[היתוך גרעיני]].}}. היתוך זה מייצר [[אנרגיה]] גבוהה מאוד יחסית להיתוך אטומים אחרים, ולכן שלב זה הוא הארוך והיציב ביותר במחזור החיים של הכוכב. מקור האנרגיה היא איבוד קטן יחסית של מסה - מסתו של אטום הליום קטנה בכ־0.71% מזו של ארבעת אטומי המימן, וזו המסה שמומרת לאנרגיה. ככל שמסת הכוכב גדלה, כמות המימן המתכלה - והאנרגיה המופקת - גדלות באופן לא לינאריליניארי. לדוגמה, אם מסת הכוכב היא פי 20 ממסת השמש, הוא יכלה את המימן שבליבה בתוך 9 מיליון שנים "בלבד", לעומת תהליך היתוך ליבת המימן של השמש שמוערך בכ־10 מיליארד שנים. יודגש השימוש במונח '''"ליבה"'''. רדיוס ליבת השמש הוא 20% בלבד מרדיוס השמש כולה, אולם במצב "רגיל" של שלב היתוך המימן, רק אזור זה מגיע ללחץ ולטמפרטורה הנחוצה להתכת מימן, ולכן רק הוא מהווה את מקור האנרגיה של הכוכב. המימן שנותר ב"מעטפת" הכוכב (כ־78%) אינו מותך בשלב זה, והוא ממתין לתורו בשלבים הבאים.