“不會”

所謂核裂變就是主要是指氘，在一定條件下（如超高溫和高壓），只有在極高的溫度和壓力下才能讓核外電子擺脫原子核的束縛，讓兩個原子核能夠互相吸引而碰撞到一起，發生原子核互相聚合作用，生成新的質量更重的原子核（如氦），中子雖然質量比較大，但是由於中子不帶電，因此也能夠在這個碰撞過程中逃離原子核的束縛而釋放出來，大量電子和中子的釋放所表現出來的就是巨大的能量釋放。這是一種核反應的形式。

但是太陽最外部的溫度和壓強遠遠達不到引發氫核聚變，要知道太陽分為光球層，色球層，日冕，而其中太陽最外層的日冕其厚度可達到幾百萬公里。相較之其距離太陽中心的距離也較遠，故其不管是從溫度和壓強上都遠遠達不到引發氫核聚變。

太陽外部的氫沒有達到核聚變的條件，核聚變的條件是很惡劣的。首先，你需要搞清楚什麼是核聚變？那麼，什麼是核聚變呢？以下我們來探討下

核聚變是一種兩個或兩個以上的原子核結合形成的一個或者更多不同的原子核或者亞原子粒子的反應（中子或質子）。反應物與生成物的質量的不同，表現為能量的釋放或吸收。這其中質量的變化是在反應發生前後因為原子核之間的原子“結合能”的不同而造成的。核聚變是一種為活動、主序星、或高亮度恆星的提供能量的過程。

在產生比鐵-56或鎳-62更輕的核子的核聚變過程中，通常會釋放能量。這些元素，在每一個核子中有相對的較小的質量和較大的結合能。更輕的核子釋放能量（放熱反應），更重的核子在聚變過程中會產生能量，保持在產物中，這所產生的是吸熱的反應。與之相反的過程，是核裂變。

這就是說，那些更輕的元素（如氫、氦）更容易發生聚變，而更重的元素（如鈾、釷、鈽）更容易發生裂變。在超新星所發生的極端天體物理學事件中，能使核聚變成比鐵更重的元素。1920年，亞瑟·愛丁頓（Arthur Eddington）提出，氫氦氣體發生的聚變有可能是星體能量的主要來源。

量子隧穿是由弗里德里希·洪德（Friedrich Hund）在1929年發現的，不久後，羅伯特·阿特金森（Robert Atkinson）和弗裡茨·胡特曼斯（Fritz Houtermans）運用了測量到的輕元素的質量，表明可以透過小核子的聚變來釋放大量能量。

在早期厄內斯特·盧瑟福（Ernest Rutherford）進行的核變實驗的基礎上，馬克·奧利芬特（Mark Oliphant）於1932年完成了氫同位素的核聚變實驗。在這之後的十年中，論漢斯·貝特（Hans Bethe）提出了星體的核聚變主迴圈理論。

20世紀40年代初，核聚變的研究開始作為“曼哈頓計劃”的一部分運用於軍事領域，於1951年在溫室專案（Greenhouse Item）中完成聚變測驗。1952年11月1日，在常春藤麥克（Ivy Mike）氫彈測試中，第一次進行了大規模的核聚變爆炸。20世紀40年代以來，在聚變反應堆中，可控聚變的研究一直在進行，但這項技術現在仍處於正在發展的階段。

太陽表面溫度和壓力不足以使氫原子發生核聚變。

太陽的原始高溫是由它的內部壓力而來。根據萬有引力定律原理，物體的質量越大，其引力就越大。早年的太陽在滾雪球般發展時，隨著質量的增加，引力也愈強，吸引周圍的物質就越多，就更增加了質量，如此迴圈，太陽的質量越來越大。同時質量越大內部壓力越大，從而溫度不斷的升高。產生熱核聚變的條件是要有足夠的壓力(稱之為臨界壓力)和合適的點火溫度.隨著原始太陽質量的不斷增大,內部壓力和溫度的升高,達到滿足產生熱核反應的條件後,太陽就開始發光發熱,成為一顆恆星.一般來講,氣體星球要成為恆星,必須要有一定的質量,這樣它內部的壓力和溫度才能達到熱核反應的條件,這個質量叫做臨界質量.典型的例子就是我們太陽系中最大的氣態行星—木星，同樣也是由氫元素構成的氣態星球，但由於它的質量小於臨界質量，內部的壓力和溫度達不到產生熱核聚變的條件，所以它只能是一顆氣態行星。不過它是一顆潛在的太陽，有科學家推測，將來太陽毀滅後，沒有太陽制約的木星將憑著它太陽系老大的地位吸引周圍的行星自成一個小太陽系，同時也不斷吸收周圍的物質增加質量，達到臨界質量後就會發光發熱，成為另一顆太陽，不過那是50億年以後的事了。

不知道。一方面太陽巨大的引力，導致外部物質不斷吸附到太陽表面，內部巨大的壓力導致的核聚變，又釋放大量的能量，推動整個太陽內部的運動，會帶表面的氫元素。總體來說，表面的氫元素，處於一邊飛走，一邊吸過來。一邊往內部沉降，一邊從內部溢位的動態過程