Proton-protonkjeden

Proton-protonkjeden er en av flere fusjonsreaksjoner hvor stjerner 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.

Proton-protonkjeden dominerer stjerner av solens størrelse eller mindre.

For å overvinne den elektrostatiske frastøtingen mellom to hydrogenkjerner kreves en stor mengde energi, og denne reaksjonen tar i gjennomsnitt 10⁹ 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 temperaturen (den kinetiske energien) hos protonene 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-barrieren. Utviklingen av kvantemekanikken åpnet imidlertid snart for teorien da det ble oppdaget at kvantetunneleringer kunne tillate fusjoner ved lavere temperaturer enn hva som var forutsett i den klassiske fysikken.