Protón-protón Ciclo
Es uno de los procesos nucleares, ciertamente el más importante, que se llevan a cabo en el interior de nuestro Sol y que son responsables de su enorme producción de energía.
En el transcurso de este proceso, que se desarrolla a temperaturas por debajo de 15 millones de grados Kelvin, cuatro átomos de hidrógeno son transformados en uno de helio. La transformación está acompañada por una emisión de radiaciones electromagnéticas.
La cadena protón-protón es una de las dos reacciones de fusión que se producen en las estrellas para convertir el hidrógeno en helio, el otro proceso conocido es el ciclo CNO.
Las cadenas protón-protón son más importantes en estrellas del tamaño del Sol o menores. El balance global del proceso es el equivalente de unir cuatro nucleones y dos electrones para formar un núcleo de helio-4 (2 protones + 2 neutrones).
Para vencer la repulsión electromagnética entre dos núcleos de hidrógeno se requieren grandes cantidades de energía. A las temperaturas estelares de entre diez y veinte millones de kelvins, el tiempo medio de la reacción es de alrededor de 109 años.
Tiempo muy prolongado pero más que suficiente para sostener al Sol dada la ingente cantidad de hidrógeno contenido en el núcleo del Sol y las enormes cantidades de energía que, incluso ese bajo ritmo de reacciones, aporta.
Si el tiempo medio de reacción fuera bastante más rápìdo el Sol habría agotado ya su hidrógeno. Ritmos de reacción demasiado veloces harían imposible la estabilidad hidrodinámica en las estrellas consumiéndolas en explosiones casi instantáneas tras su formación.
Por lo general, la fusión protón-protón ocurre solo si la temperatura (i.e. energía cinética) de los protones es suficientemente alta como para que logren vencer las fuerzas coulombianas de repulsión mutua. La teoría de que los protones son el principio básico a partir del cual las estrellas generan su energía se remonta a los años 20 cuando Arthur Eddington realiza sus primeras mediciones.
En esos años las temperaturas del Sol se consideraban demasiado bajas para que las partículas penetraran la barrera coulombiana. Con el desarrollo de la mecánica cuántica se descubrió el efecto túnel y las implicaciones que este tenía a la hora de facilitar la fusión a temperaturas teóricamente imposibles.
