Redigerer Proton-protonkjeden

{{Kildeløs|Helt uten kilder.|dato=10. okt. 2015}}
[[Fil:Fusion in the Sun.svg|thumb|Proton-protonkjeden dominerer stjerner av solens størrelse eller mindre.]]
'''Proton-protonkjeden''' er en av flere [[Kjernefysisk fusjon|fusjonsreaksjoner]] hvor [[stjerne]]r omdanner [[hydrogen]] til [[helium]], det fremste alternativet er [[CNO-syklusen]]. I stjerner som er like store som, eller mindre enn, [[solen]] er proton-protonkjeden den reaksjonen som omdanner mest hydrogen til helium.

For å overvinne den elektrostatiske frastøtingen mellom to hydrogenkjerner kreves en stor mengde energi, og denne reaksjonen tar i gjennomsnitt 10<sup>9</sup>&nbsp;år for at den skal sluttføres ved temperaturen i [[solens kjerne]]. På grunn av den trege reaksjonen skinner solen fremdeles; hadde det vært en rask reaksjon ville solen ha brukt opp hydrogenet for lenge siden.

Generelt sett kan proton-protonfusjon kun skje dersom [[temperatur]]en (den [[Kinetisk energi|kinetiske energien]]) hos [[proton]]ene er tilstrekkelig høy til å overvinne deres gjensidige krefter beskrevet av [[Coulombs lov]]. Teorien om at proton-protonreaksjoner var grunnprinsippet bak solens og andre stjerners forbrenning ble tatt frem av [[Arthur Stanley Eddington]] på 1920-tallet. På denne tiden ble imidlertid temperaturen på solen ansett å være for lav til å overvinne [[Coulomb-barriere]]n. Utviklingen av [[kvantemekanikk]]en åpnet imidlertid snart for teorien da det ble oppdaget at [[kvantetunnelering]]er kunne tillate fusjoner ved lavere temperaturer enn hva som var forutsett i den [[klassisk fysikk|klassiske fysikken]].

{{Stjerner}}
{{portal|Astronomi}}
{{Autoritetsdata}}

[[Kategori:Kjernefysikk]]
[[Kategori:Astrofysikk]]
[[Kategori:Artikler i astronomiprosjektet]]