宇宙論 · Recombination再結合ビッグバンから約38万年後、宇宙が十分に冷えて自由電子が陽子と結合し中性の水素原子が形成された時期。それまで電子による散乱で不透明だった宇宙が、光が自由に直進できる透明な状態へ移行した（晴れ上がり）。このときに最後に散乱された光が現在の宇宙マイクロ波背景放射として観測され、初期宇宙の様子を伝える。分野宇宙論英語名Recombination主要な貢献者ヤコフ・ゼルドビッチ / ジェームズ・ピーブルス関連エントリ物理概念核融合軽い原子核どうしが結合してより重い原子核を作り、その際に質量欠損に相当する膨大なエネルギーを解放する反応。恒星の中心部で水素がヘリウムに変わる過程が代表的で、太陽をはじめ恒星の輝きの源となっている。実現には原子核どうしの電気的反発に打ち勝つ高温高密度が必要で、地上での制御核融合発電も研究されている。物理概念核分裂ウランやプルトニウムなど重い原子核が、中性子の吸収などをきっかけにより軽い二つ以上の核に分裂し、エネルギーと中性子を放出する反応。放出された中性子がさらに分裂を引き起こす連鎖反応が起こりうる。質量欠損がエネルギー源であり、原子炉や核兵器の原理となる。1938年にハーンとシュトラスマンが発見し、マイトナーらが理論的に説明した。物理概念pp連鎖反応太陽のような比較的低温の恒星の中心で、水素をヘリウムに変える主要な核融合過程。陽子どうしが融合して重水素を作る段階から始まり、複数の反応を経て四個の陽子から一個のヘリウム4が作られ、エネルギーとニュートリノが放出される。最初の段階は弱い相互作用を伴うため非常に遅く、これが太陽の長い寿命を支えている。