Fusión Protón-Protón

Este es el proceso de fusión nuclear que alimenta al Sol y otras estrellas que tienen temperatura del núcleo menor de 15 millones de grados Kelvin. El ciclo de reacción produce unos 25 MeV de energía.

Ciclo Protón-Protón

En la fusión de hidrógeno en las estrellas de baja temperatura como nuestro Sol, se obtienen los siguientes productos de reacciones: positrones, neutrinos, y rayos gamma.

El Problema de los Neutrinos Solares

que puede ser seguido por cualquiera de

La última de estas reacciones es parte de lo que se suele denominar el ciclo protón-protón, que produce aproximadamente 25 MeV y se pueden combinar a la forma

Paso 1. Fusión del Protón

Siguiente Paso

La fusión de dos protones, que es el primer paso del ciclo protón-protón creó grandes problemas a los primeros teóricos porque se dieron cuenta de que la temperatura interior del Sol (unos 14 millones de grados Kelvin) no proporcionaría energía suficiente para superar la barrera de Coulomb de repulsión eléctrica entre dos protones.

Con el desarrollo de la mecánica cuántica, se dió cuenta de que en esta escala, los protones deben considerarse que tienen propiedades de onda y que existía la posibilidad de hacer un túnel a través de la barrera de Coulomb.

Eddington y sus Críticos de la Fusión

Arthur Eddington pensaba que para justificarse la energía radiante del Sol deberían participar en su interior procesos nucleares, pero fue criticado porque se veía que la temperatura no era lo suficientemente caliente cuando se consideraba solo bajo el punto de vista de la física clásica. El respondía irónicamente a sus críticos "Soy consciente de que muchos críticos consideran que las estrellas no son lo suficientemente caliente. Se exponen a una réplica obvia, les decimos encuentren un lugar más caliente".

Paso 2. Formación del Deuterio

Siguiente Paso

El segundo paso del ciclo protón-protón. Este paso implica la interacción débil ya que se realiza la transmutación de uno de los protones en un neutrón para formar deuterio. Este proceso requiere energía y produce un positrón y un neutrino electrónico.

En el proceso de fusión protón-protón, se produce deuterio por interacción débil en una transformación de quark que convierte uno de los protones en un neutrón. Los neutrinos escapan rápidamente del Sol, necesitando sólo alrededor de 2 segundos para salir del Sol, en comparación con quizás un millón de años para que un fotón viaje desde el centro a la superficie del Sol. Se puede calcular el flujo de neutrinos, pero las mediciones previas del flujo de neutrinos midieron sólo aproximadamente un tercio de la cantidad esperada. Esto se conoce como el problema de los neutrinos solares. Ahora se supone que se va a resolver con la evidencia de la oscilación de neutrinos en el Observatorio de Neutrinos de Sudbury y en el detector de neutrinos Super Kamiokande.

Paso 3. Fusión Deuterio-Protón

Siguiente Paso

El tercer paso del ciclo protón-protón .

Paso 4. Fusión de Helio-3

Siguiente Paso

El cuarto paso del ciclo protón-protón .

Paso 5. Formación de la Partícula Alfa