Waasserstoffbrennen
Mat Waasserstoffbrennen gëtt d'Kärfusioun vu Waasserstoff zu Helium am Kär vu Stären (oder am Fall vun enger Nova, op der Uewerfläch vun engem wäissen Zwerg) bezeechent. Dës Reaktioun stellt an normale Stäre wärend dem Groussdeel vun hirem Liewenszyklus déi haaptsächlech Energiequell duer. All Stäre vun der Haaptrei bezéien hir Energie aus dem Waasserstoffbrennen.

De Prozess vun der Kärfusioun ka beim Waasserstoffbrennen op zwou Aart a Weisen oflafen, bei deenen op verschiddene Weeër jee véier Protonen, d'Atomkäre vum Waasserstoff, an engem Heliumkär 4He ëmgewandelt ginn:
 déi relativ direkt Proton-Proton-Reaktioun
 de schwéieren Elemente (Kuelestoff, Stéckstoff, Sauerstoff) notzend Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus)

E Proton huet eng Mass vun 1,007276 u, en Neutron vun 1,008665 u. Zesummen hunn also zwéi Protone an zwéi Neutrone am net gebonnenen Zoustand eng Mass vu 4,031882 u. En Heliumkär besteet aus jee zwéi gebonnene Protone an Neutrone an huet nëmmen eng Atommass vu 4,002602 u; et feelen 0,029280 u, also ongeféier 0,73 % vun der Mass. Dës als Masseschued genannt Massendifferenz gëtt bei der Fusioun als Energie fräigesat; pro Gramm entstanenem Helium sinn dat 657.461.112.381,746 J (kuerz: 6,5746•1011 J). Dës Energie entsprécht der Kärbannungsenergie vun de Kärbausteng (Nukleone) a berechent sech aus der Equivalenz vu Mass an Energie E = mc2.

De Masseverloscht ass bei der Fusioun vu Waasserstoff zu Helium de gréisste vun alle Fusiounsreaktioune an domat geméiss der Energie am lukrativsten; déi nächst Stuf stellarer Fusiounsreaktiounen, d'Heliumbrennen, setzt pro produzéiertem Kuelestoffkär nëmmen nach ongeféier en Zéngtel dovun fräi.

Kuckt och 

 Nukleosynthes
 Kuelestoffbrennen
 Neonbrennen
 Sauerstoffbrennen
 α-Deelchen

Literatur 
 Povh, Bogdan et al.: Teilchen und Kerne, 4. Auflage, Springer Verlag 1997, ISBN 3-540-61737-X, S. 317-318

Astrophysik