晴天正午，每平方米地面接收到的太阳能量约为1360瓦——差不多是一台家用小太阳取暖器的功率。这份能量来自1.5亿公里外一个极难想象的场面：太阳每秒把大约6亿吨氢变成氦，其中约400万吨物质“消失”，变成光和热。而那里没有一簇火苗。太阳上的氢燃烧，和你家燃气灶上的燃烧，是两件完全不同的事。
此燃烧非彼燃烧
化学燃烧是电子的重新排队，碳、氢和氧换个搭档，放出热量，原子核本身一根毫毛都没动。核燃烧改写的正是原子核：氢核被硬生生拼成氦核，过程中释放的能量大得离谱。1千克氢全部聚变成氦，释放的能量约为6.3×10¹⁴焦耳；1千克汽油完全燃烧，约为4.6×10⁷焦耳。两者相差约一千万倍——相当于拿一小勺燃料，去换一整箱汽油。
四枚硬币合租一套房
天文语境里的氢燃烧，指的是氢的核聚变，一句话就能说完：四个氢原子核（质子）经过几步反应合成一个氦核，成品比原料轻了约0.7%，这部分“少了”的质量按E=mc²折算成能量。
你可以把它想成四户人家合租一套房：房子还是那套房子，四个人分摊后每月的总开销却省下一笔钱，省下的这笔钱就是恒星发出的光。四枚硬币熔成一枚大硬币，称一称，成品轻了0.7%——轻掉的那点不是丢了，是换成了能量。
门槛：一千万摄氏度起步
麻烦在于，质子都带正电，彼此排斥得厉害。要让它们贴到能发生核反应的距离，就得让它们撞得足够狠，而“狠”意味着“热”：太阳核心温度约1500万摄氏度。量子隧穿效应帮了点忙（粒子有一定概率穿过本不该越过的能量壁垒），才让这个速度勉强够用。类比一下：氢燃烧不是点根火柴的事，更像要把一辆熄火的车推上陡坡，坡还很长。
太阳烧得很旺，也很慢
每秒6亿吨，听着像失控。但太阳的质量约2×10³⁰千克，按这个烧法能撑上百亿年，如今它已经稳定烧了约46亿年。核心产生的伽马光子并不自由，它们在稠密的等离子体里被反复吸收、散射，估计要几万到十几万年才能摸到太阳表面，再花8分20秒抵达地球。中微子则几乎不与物质打交道，从核心出来只要8分钟——这也是我们能“看”进太阳核心的唯一办法。
这里有过一桩著名的悬案：早期实验测到的太阳中微子只有理论预言的三分之一左右。后来中微子振荡被证实（中微子会在三种“味”之间变换，探测器只认得其中一种），理论与观测重新对上。这一次，是观测先“不服”，最后服了。
不是谁都能点燃氢
点燃氢燃烧有一条质量红线：约0.08倍太阳质量，大致相当于80个木星。低于这条线，天体只能勉强烧一点氘，然后慢慢冷却，成为褐矮星。越过红线，核心才压得够狠、够热，氢燃烧正式开张。质量越大，烧得越猛，寿命反而越短。
氢烧完之后呢？氦燃烧需要大约1亿摄氏度。太阳现在还点不着氦，等约50亿年后核心的氢耗尽，它会膨胀成红巨星，那时才有可能在核心和壳层里启动更重的燃料。恒星的一生，基本上就是一场不断加码的点火闯关。
第一缕星光，至今没被看见
理论推测，宇宙最早的恒星几乎只由氢和氦组成，被称为星族III恒星。它们是宇宙的第一批“点灯人”，但至今没有被直接观测到。目前尚无定论——人们只能通过寻找金属含量极低的古老恒星、以及用韦布空间望远镜观测极遥远的星系，去间接逼近它们的痕迹。
那1360瓦的“尾款”
回到开头那台“取暖器”。你晒到的阳光，其实是太阳核心的氢燃烧攒了十几万年才送到你皮肤上的尾款：能量先在核心生成，再在太阳内部挤过漫长的路程，最后用8分钟跨越真空。所谓阳光，就是氢变成氦时轻掉的那0.7%。
既然氢燃烧的门槛如此苛刻，宇宙黑暗时代里那第一缕星光，究竟是怎样被点亮的？
延伸阅读
- 比尔·布莱森《万物简史》：从原子到恒星，讲清能量从哪来。
- 纪录片《宇宙时空之旅》（Cosmos: A Spacetime Odyssey，2014）：恒星诞生与核聚变章节尤其好懂。
- NASA Science 太阳专题页（science.nasa.gov/sun）：太阳核心数据与探测任务的一手资料。