Antes que nada deberíamos recordar que las reacciones nucleares que se describen a continuación necesitan de condiciones de temperatura, presión y geometría de los choques apropiadas para que se produzcan, y en las condiciones en losinteriores estelares no son las adecuadas para que estas reacciones sean generales, sino que más bien la cantidad de ellas en más bien escasa en relación a la cantidad de materia prima disponible.
La reacción protón-protón domina en núcleos estelares cuya temperatura es menor de unos 15,000,000 K (como ocurre en el Sol). Consta de tres reacciones con el resultado neto de la conversión de seis protones en un núcleo de Helio más dos protones. Un proceso importante en este esquema es la conversión de los protones en neutrones. La conservación de la carga, en este caso, obliga a la emisión de una partícula de carga positiva (un positrón) y además se produce un neutrino.
El primer paso en el proceso es la colisión de dos protones que quedan ligados, configuración muy poco estable en la que rápidamente un protón se convierte en un neutrón y se produce un núcleo de deuterio, que es más estable. Este paso ocurre dos veces
Primer paso (dos veces)
El segundo paso implica la colisión del deuterio (producido en el primer paso) con un protón para formar un núcle de 3He. La ganancia en estabilidad se traduce en la emisión de energía en forma de radiación gamma. Este paso ocurre también dos veces
Segundo paso (dos veces)
Por último se produce la colisión de dos núcleos de 3He para formar 4He. En este estadio, se liberan dos protones que pueden de nuevo participar en alguno de los dos primeros pasos
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