Kernfusie

De energiebron in sterren is kernfusie in de centrale kern. Hier zijn de dichtheden en temperaturen zo hoog dat waterstofatomen kunnen fuseren tot He atomen. De onderlinge afstand tussen individuele atomen is zo klein geworden dat de afstotende electrostatische krachten overwonnen worden door de op hele kleine afstand heel sterke kernkrachten waardoor de waterstofatomen samensmelten tot heliumatomen. Bij deze kernfusie komt energie vrij.

Het volgende diagram geeft twee verschillende reactie-ketens weer: de proton-proton cyclus (figuur 2) en de CNO cyclus (figuur 3). In het laatste geval wordt koolstof (C) als katalysator gebruikt. In beide gevallen komt er energie vij in de vorm van straling en hoog energetische deeltjes zoals neutrino's en positronen. Dit is de energie die uiteindelijk de lichtkracht van een ster bepaald.

Of de p-p cyclus, dan wel de CNO cyclus domineert wordt bepaald door de temperatuur zoals aangegeven in figuur 1. Het omslagunt ligt bij ongeveer 2 x 10⁷ K.
 

Figuur 1:  energie productie als functie van temperatuur voor de pp reactie en de CNO cyclus
 
 

Figuur 2: De proton-proton cyclus
 

De complete reactie is te schrijven als: 

waarbij een positron, een neutrino en  een foton voorstelt.
De totale energie per reactie wordt voornamelijk weggedragen door de neutrino's en de fotonen en levert 26.7 MeV (4.3 x 10^-12 J) op.
Dit komt precies overeen met het verschil im massa tussen 4 H atomen en 1 He atoom: 4 x 1.0078 - 4.0026 = 0.0286 maal de massa van een waterstofatoom (1.66 x 10^-27 kg). Via E = mc² volgt dan de energie.
 

Figuur 3:  de CNO cyclus
 

Hier betekent b.v. dat een proton wordt ingevangen en een alpha deeltje (een He-kern) wordt uitgezonden. Verder staat voor -verval (spontaan uitzenden van een positron omdat de kern instabiel is, b.v. ¹⁵O).

De aanwezige koolstof is een katalysator: we beginnen linksboven met ¹²C en komen (rechtsomgaande) weer bij ¹²C terug oner de afgifte van een He-kern (-deeltje).