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虽然这解释了核反应是如何进行的，以及为什么镭具有放射性（而铁不是），但它并没有解释为什么当镭发生裂变时居里夫妇会检测到如此巨大的能量。核反应因其释放能量而著称，但这些能量是从何而来的？
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答案在于爱因斯坦的狭义相对论，这方面具体内容我们在第2章里没有涉及。爱因斯坦不仅分析了光速，认识到它对空间和时间的影响，而且还推导出物理学里最著名的方程，即E=mc2。这个公式从本质上表明，能量（E）和质量（m）是等价的，并且可以相互转化，转换因子即c2，其中c是光速。光速为3×108m/s，因此c2为9×1016（m/s）2，这意味着一点点质量就可以转化成巨大的能量。
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而且事实上，核反应所释放的能量直接来源于微量质量向能量的转换。当一个镭核转化为氡核和α粒子时，产物的总质量小于镭原子核的质量。质量损失仅为0.0023%，所以1千克的镭将被转换成0.999977千克氡和α粒子。虽然质量损失很微小，但转换因子（c2）巨大，因此丢失的这0.000023千克质量被变换成多于2×1012焦耳的能量，这个能量相当于超过400吨的TNT所释放的能量。聚变反应也以完全相同的方式释放能量，所不同的是所释放的能量的量通常要更大。氢聚变炸弹比钚裂变炸弹更具有毁灭性。
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本章要讨论的天文学或宇宙学已经好久没提起了，但我们应理解，介绍原子物理和核物理领域的突破非常重要，因为它们注定要在大爆炸模型的检验中发挥至关重要的作用。卢瑟福的原子有核模型以及由此出现的对核反应（裂变和聚变）的理解，为天上的研究开辟了一种新的途径。在我们回到本章主题之前，我们先在这里给出对核物理的关键要点的概括：
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1.原子由电子、质子和中子组成。
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2.质子和中子占据原子的中心，即构成原子核。
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3.电子绕原子核做轨道运动。
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4.大质量原子核往往是不稳定的，会发生分裂（核裂变）。
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5.小的核较稳定，但可以发生合并（核聚变）。
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6.裂变/聚变后的核的质量要比最初的核的质量小。
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7.由E=mc2知，这种质量的减少导致能量的释放。
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8.中等质量的核是最稳定的，很少发生核反应。
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9.即使是非常轻或非常重的原子核，要进行聚变或裂变反应，也需要高能量和高压强条件。
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将核物理学的这些法则与天文学联系起来的首批科学家里，有一位叫弗里茨·豪特曼斯的有勇气且有原则的物理学家，向来以魅力和机智著称。他可能是唯一的一位其笑话被编纂成40页的小册子出版的物理学家。豪特曼斯的母亲有一半的犹太血统，他有时用这样的话来回敬反犹言论：“当你的祖先还住在树上时，我的祖先已经会伪造支票了。”
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豪特曼斯于1903年出生在佐波特（Zoppot），一个靠近当时德国丹泽（现今波兰的格但斯克）的波罗的海港口的地方。后来他的父母搬到维也纳，豪特曼斯在那里度过了童年。1920年，他从那里回到德国，在格丁根学习物理学，并在此获得了一个研究员的职位。通过与英国科学家罗伯特·德埃斯库特·阿特金森一起工作，他开始迷上了这样一个概念：核物理可以用来解释太阳和其他恒星是如何燃烧的。
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众所周知，太阳主要是由氢和部分的氦组成的，因此人们很自然地假定，太阳产生的能量是氢聚变成氦的核反应的结果。当时还没有人在地球上观察到核聚变，因此对这种机制的细节并不清楚。但业已知晓，如果氢可以在某种程度上转化成氦，将有0.7%的质量损失：1千克的氢以某种方式被聚变成0.993千克氦时，将有0.007千克的质量损失。同样，看上去这个质量损失很小，但爱因斯坦的质能关系式E=mc2告诉我们，这一看似微小的质量损失甚至能够产生数量巨大的能量：
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能量=mc2=质量×（光速）2=0.007×（3×108）2=6.3×1014焦耳所以，从理论上讲，1千克的氢可以聚变成0.993千克的氦并产生6.3×1014焦耳的能量，它等于燃烧100000吨煤所产生的能量。
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困扰豪特曼斯的主要问题是，太阳上的条件是否足以引发聚变。前面我们提到，聚变反应不可能自发发生，需要高温和高压。这是因为它们需要输入初始能量来触发核反应。在两个氢核聚变的情形下，这种初始能量对于克服初始的静电斥力是必要的。氢核是带正电荷的质子，所以它会排斥另一个带正电荷的氢核，因为同种电荷相斥。但是，如果质子能得以足够接近对方，那么吸引性的所谓强作用核力就将起作用，它将压倒静电斥力，并使两个氢核安全地绑定在一起形成氦核。
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豪特曼斯计算出这个临界距离为10-15米，即1毫米的一万亿分之一。如果两个相互接近的氢核能够接近对方到这个距离，那么聚变就将发生。豪特曼斯和阿特金森都深信，太阳内部深处的压力和温度都大到足以迫使氢核接近到这个10-15米的临界距离的范围内，这将导致聚变，而释放出的能量则用来维持温度，并促使进一步聚变。1929年，他们在德文期刊《物理学杂志》上发表了他们关于恒星上的聚变的这一想法。
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豪特曼斯确信，他和阿特金森正行进在正确解释为什么星星会发光的道路上，他对他的这项研究感到非常自豪，以至于不禁向他约会的女孩夏洛特·里芬斯塔尔夸耀他的这项工作。后来他回忆起他完成了关于恒星聚变的研究论文后那个晚上所发生的交谈内容：
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那天晚上，我们完成论文之后，我便去与一个漂亮的姑娘约会散步。天渐渐地黑了下来，星星出来了，一个接一个，个个都闪耀着光辉。“它们是不是闪得很漂亮？”我的同伴叫道。但我只是挺了挺胸，自豪地说：“从昨天开始我已经知道它们为什么会闪光。”
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夏洛特·里芬斯塔尔显然对此印象深刻。后来她嫁给了他。然而，豪特曼斯只发展了部分恒星聚变理论。即使在太阳上2个氢核可以聚变成1个氦核，它也只能是氦的一种很轻且不稳定的同位素——稳定的氦核还需要向核内添加2个中子。豪特曼斯相信存在中子，它也确实在太阳中存在，但在1929年他和阿特金森发表他们的论文时，它还没有被发现。因此豪特曼斯对中子的各种属性大体上是无知的，他无法完成他的计算。
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当1932年中子最终被查德威克发现后，豪特曼斯正处在填补他的理论细节的理想状态，但政治干扰很快又起。他曾是一名共产党员，因此担心会成为纳粹迫害的受害者。1933年，他逃离德国到了英国，但在那里，不论是文化还是食物都不对他的胃口。他说他无法忍受永远存在的涮羊肉的气味，并称英格兰就是个“腌土豆的邦域”。1934年底，他离开英国前往苏联。据他的传记作者约瑟夫·赫里普罗维奇（Iosif KhripIovich）记载，他的移民主要是受到“理想主义和英式菜肴”的驱使。
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在豪特曼斯于20世纪30年代末被拘留期间，其他物理学家拾起他的恒星聚变的思路，并计算了太阳上所发生过程的具体细节。其中对完成豪特曼斯研究贡献最大的当属汉斯·贝特。1933年，贝特因他母亲是犹太人而被他所在的图宾根大学解雇。他先是在英国，后来又去了美国寻找避难所，并最终成为洛斯·阿拉莫斯国家实验室（核弹项目研发基地）理论部门的负责人。
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贝特为在太阳的温度和压力环境下可行的氢变氦过程确立了两条核反应路径。一条路径是，标准氢（1个质子）与氘（氢的较稀有、较重的同位素，由1个质子和1个中子组成）反应。这个反应形成的是氦的相对稳定的同位素（含2个质子和1个中子）。接着，两个这样的轻氦核会进一步聚变，形成一个标准的、稳定的氦核，同时释放出2个氢核作为副产品。这一过程如图74所示。
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