Wie liefert die Sonne genug Energie, um Protonen zu verschmelzen?

Der Vollständigkeit halber kopiere ich :

Die Proton-Proton-Kettenreaktion ist eine von zwei bekannten Gruppen von Kernfusionsreaktionen, durch die Sterne Wasserstoff in Helium umwandeln. Es dominiert in Sternen mit Massen kleiner oder gleich der Sonne, während der CNO-Zyklus, die andere bekannte Reaktion, von theoretischen Modellen vorgeschlagen wird, in Sternen mit Massen zu dominieren, die größer als etwa das 1,3-fache der Sonne sind.

Im Allgemeinen kann eine Proton-Proton-Fusion nur stattfinden, wenn die kinetische Energie (dh Temperatur) der Protonen hoch genug ist, um ihre gegenseitige elektrostatische oder Coulomb-Abstoßung zu überwinden.

In der Sonne sind deuteriumproduzierende Ereignisse selten. Diprotonen sind das viel häufigere Ergebnis von Proton-Proton-Reaktionen innerhalb des Sterns, und Diprotonen zerfallen fast sofort wieder in zwei Protonen. Da die Umwandlung von Wasserstoff zu Helium langsam ist, wird die vollständige Umwandlung des Wasserstoffs im Kern der Sonne mit mehr als zehn Milliarden Jahren gerechnet. ........

Die Theorie, dass Proton-Proton-Reaktionen das Grundprinzip sind, nach dem die Sonne und andere Sterne brennen, wurde in den 1920er Jahren von Arthur Eddington vertreten. Damals galt die Temperatur der Sonne als zu niedrig, um die Coulomb-Barriere zu überwinden. Nach der Entwicklung der Quantenmechanik wurde entdeckt, dass das Tunneln der Wellenfunktionen der Protonen durch die Abstoßungsbarriere eine Fusion bei einer niedrigeren Temperatur als die klassische Vorhersage ermöglicht.

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Der erste Schritt in allen Zweigen ist die Verschmelzung zweier Protonen zu Deuterium. Wenn die Protonen verschmelzen, durchläuft eines von ihnen einen Beta-Plus-Zerfall und wandelt sich in ein Neutron um, indem es ein Positron und ein Elektron-Neutrino emittiert

durch den schwachen Zerfall.

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Diese Reaktion ist extrem langsam, da sie von der schwachen Kernkraft initiiert wird. Das durchschnittliche Proton im Kern der Sonne wartet 9 Milliarden Jahre, bevor es erfolgreich mit einem anderen Proton verschmilzt. Aufgrund dieser langen Zeitskalen war es nicht möglich, den Wirkungsquerschnitt dieser Reaktion experimentell zu messen.[7]

Nach seiner Bildung kann das in der ersten Stufe erzeugte Deuterium mit einem anderen Proton fusionieren, um das leichte Isotop Helium zu erzeugen.$He_3$

Dieser Prozess, der eher durch die starke Kernkraft als durch die schwache Kraft vermittelt wird, ist im Vergleich zum ersten Schritt extrem schnell. Es wird geschätzt, dass unter den Bedingungen im Kern der Sonne jeder neu geschaffene Deuteriumkern nur etwa vier Sekunden lang existiert, bevor er umgewandelt wird$He_3$.

In der Sonne, jeder$He_3$Der bei diesen Reaktionen produzierte Kern existiert nur etwa 400 Jahre, bevor er in umgewandelt wird$He_4$.

usw.

Sie haben Recht, der Sonnenkern hat NICHT eine ausreichend hohe Temperatur, damit zwei Protonen direkt miteinander verschmelzen können.

Sie haben Ihre Frage jedoch bereits im Detail beantwortet.

Die Quantenphysik ermöglicht es einem Proton, sich über die schwache Wechselwirkung in ein Neutron zu verwandeln. Dies ist ein energetisch ungünstiger Prozess, aber aufgrund des Quantentunnelns kann er mit der erforderlichen Geschwindigkeit stattfinden, damit die Kernfusion die Leistung der Sonne antreiben kann.

Quantentunneln ist ein Prozess, bei dem eine klassisch undurchdringliche Barriere (wie die Verschmelzung von zwei Protonen oder die Umwandlung von Protonen in Neutronen) passierbar ist.