Redigerer Kjernefysisk fusjon (avsnitt)

=== Reaksjoner i stjerner ===
De viktigste fusjonsprosessene er de som utvikler energi i stjernene. De foregår under betingelser som neppe kan opprettholdes på jorden og involverer også [[svak kjernekraft|svak vekselvirkning]] som har meget lav reaktivitet. De er derfor forskjellig fra de som er aktuelle for fusjonskraftverk.

[[Fil:Fusion in the Sun.svg|thumb|300px|Proton-Proton fusjonskjeden dominerer i stjerner på størrelse med solen, og mindre.]]
I p-p kjeden som er hovedreaksjonen på sola og lettere stjerner vil to protoner først fusjonere til Deuterium. Dette er en såkalt [[svak kjernekraft|svak vekselvirkning]] som krever at et proton omdannes til et nøytron. Protonet består av to oppkvarker og en nedkvark. Ved tilførsel av energi kan en av nedkvarkene omformes til en oppkvark med avgang av et W<sup>+</sup> [[boson]] som så brytes ned til et [[positron]] og en anti[[nøytrino]]. Vi har reaksjonene

:: 2 • p(p, e<sup>+</sup>+ν)D
:: 2 • D(p,&gamma;)<sup>3</sup>He
:: <sup>3</sup>He(<sup>3</sup>He,2p)<sup>4</sup>He

Dette representerer bare 70&nbsp;% av de følgende reaksjonene. I tillegg får man sidereaksjoner med lavere reaktivitet som D(D,p)T D(D,n)<sup>3</sup>He og D(<sup>3</sup>He, p)<sup>4</sup>He

p-p reaksjonen er meget langsom, og under forholdene i solens kjerne (13,6 mill. K, og 25 PPa ([[Peta]][[Pascal (enhet)|Pascal]]) vil det i gjennomsnitt ta ca. 8 milliarder år før to protoner reagerer. Dette forklarer den lange levetiden på 8-10 mrd år for solen, og enda lengre for mindre stjerner der reaktiviteten i kjernen er mindre. Denne reaksjonen bestemmer den totale hastigheten siden de følgende reaksjonene er raskere og vil bruke opp brenselsioner ettersom de blir tilgjengelig. Energiproduksjonen i solens kjerne er bare ca. 11 watt/m³. Til sammenligning genererer menneskekroppen ca. 2500 W/m³. Men totalt når energiproduksjonen ca. 3,86•10<sup>26</sup> W og utstrålingen fra overflaten blir omkring 62 MW/m².

I disse uttrykkene er e<sup>+</sup> et [[positron]], ν en [[nøytrino]] og &gamma; er [[gammastråling]]

[[Fil:CNO Cycle.svg|thumb|300px|Karbon-Nitrogen-Oksygen (CNO) sykelen dominerer i stjerner som er tyngre enn solen]]

For tyngre stjerner dominerer CNO sekvensen der man isteden har en <sup>12</sup>C og <sup>14</sup>N katalysert svak interaksjon. Karbon, Nitrogen og Oksygen forbrukes ikke. Forbruket av hydrogenbrensel og produksjon av helium er netto det samme, men mer av energien avgis i form av gammastråling. Denne sekvensen foregår ved høyere densitet og temperatur og er raskere enn p-p reaksjonen. Slike stjerner kan brenne ut i løpet av noen hundre millioner år (og enda kortere for svært massive stjerner). CNO reaksjonen går ved:

:: <sup>12</sup>C(p,&gamma;)<sup>13</sup>N &nbsp; &nbsp; &nbsp;''C katalysert svak interaksjon) trinn 1''
:: <sup>13</sup>N(,e<sup>+</sup>+ν)<sup>13</sup>C &nbsp; &nbsp; &nbsp;''trinn 2''
:: <sup>13</sup>C(p,&gamma;)<sup>14</sup>N
:: <sup>14</sup>N(p,&gamma;)<sup>15</sup>O &nbsp; &nbsp; &nbsp;''N katalysert svak interaksjon trinn 1''
:: <sup>15</sup>O(,e<sup>+</sup>+ν)<sup>15</sup>N &nbsp; &nbsp; &nbsp;''trinn 2''
:: <sup>15</sup>N(p,<sup>4</sup>He)<sup>12</sup>C

Når forbruket av H og produksjonen av He har nådd et visst nivå vil fusjon basert på hydrogen avta. Samtidig danner helium et slaggskall og som følge av disse effektene blir kjernen presset sammen. Nå øker trykket og temperaturen i kjernen ytterligere. På dette nivået vil derfor nye reaksjoner begynne å løpe og føre til [[Nukleosyntese]] av tyngre stoffer som C N og O. For tyngre stjerner vil temperatur og trykk fortsette å øke og føre til nukleosyntese av stadig tyngre stoffer opp til jern og nikkel, som i noen av karbonreaksjonene i stjerner med mer enn 4 ganger solens masse:

:: <sup>12</sup>C(<sup>12</sup>C,p)<sup>23</sup>Na
:: <sup>12</sup>C(<sup>12</sup>C,<sup>4</sup>He)<sup>20</sup>Ne
:: <sup>12</sup>C(<sup>12</sup>C,&gamma;)<sup>24</sup>Mg

Til slutt vil stjerner med mer enn 8 ganger solens masse eksplodere som en type II [[supernova]] der trykket og energiutviklingen tillater syntese av tyngre stoffer enn jern, selv om syntesen krever netto energitilførsel.