Proton-Proton-I-Kette

Nach durchschnittlich 10⁶ Jahren fusionieren zwei Heliumkerne ³He zu ⁴He (α-Teilchen), wobei zwei Protonen freiwerden. Sie stehen für weitere Reaktionsschritte zur Verfügung.

${\displaystyle \mathrm {{}^{3}He+{}^{3}He\to {}^{4}He+2\,{}^{1}H+12{,}86\;MeV} }$

Die vollständige Reaktionskette bis hier, bei der die unter Startreaktion aufgeführten Reaktionen je zweimal durchlaufen werden, um die notwendigen ³He-Teilchen für die letzte Fusion zu schaffen, setzt eine Nettoenergie – also abzüglich der Neutrinoenergie – von

${\displaystyle \mathrm {2\cdot (0{,}42\;MeV+1{,}022\;MeV+5{,}493\;MeV-0{,}267\;MeV)+12{,}86\;MeV=\mathbf {26{,}196\;MeV} } }$

frei (≈ 4,20 · 10⁻¹² J). Die Proton-Proton-I-Kette herrscht bei Temperaturen von 10–14 Millionen Kelvin vor. Unterhalb dieser Temperatur wird nur sehr wenig ⁴He produziert.

Proton-Proton-II-Kette

Bei der Proton-Proton-II-Kette dient ein vorhandener Heliumkern ⁴He als Katalysator, um mit einem ³He-Kern und einem Proton zwei ⁴He-Kerne herzustellen:

${\displaystyle {\begin{aligned}{\rm {{}^{3}He+{}^{4}He}}&\to {\rm {{}^{7}Be+\gamma +1{,}59\;MeV}}\\{\rm {{}^{7}Be+e^{-}}}&\to {\rm {{}^{7}Li+\nu _{e}+0{,}862\;MeV}}\\{\rm {{}^{7}Li+{}^{1}H}}&\to {\rm {2\,{}^{4}He+17{,}35\;MeV}}\end{aligned}}}$

Die Proton-Proton-II-Kette läuft vorrangig bei Temperaturen von 14–23 Millionen Kelvin ab.

89,7 % der Neutrinos, die in der Sonne durch die zweite Reaktion erzeugt werden, besitzen eine Energie von etwa 0,863 MeV, während es bei den übrigen 10,3 % etwa 0,386 MeV sind, abhängig davon, ob sich das entstandene Lithium ⁷Li im Grundzustand oder im angeregten Zustand befindet.

Der dritte Reaktionsschritt kann auch ohne die beiden ersten Reaktionen mit Lithium, das der Stern bei seiner Entstehung mitbekam, bei nur 2,5 Millionen Kelvin effektiv und mit hoher Energieausbeute ablaufen (Lithiumbrennen). Dadurch nimmt die Lithiumkonzentration in Sternen bereits vor dem Beginn des Wasserstoffbrennens ab.

Proton-Proton-III-Kette

Auch hier fungiert ein Heliumkern ⁴He als Katalysator.

${\displaystyle {\begin{aligned}{\rm {{}^{3}He+{}^{4}He}}&\to {\rm {{}^{7}Be+\gamma +1{,}59\;MeV}}\\{\rm {{}^{7}Be+{}^{1}H}}&\to {\rm {{}^{8}B+\gamma +0{,}14\;MeV}}\\{\rm {{}^{8}B}}&\to {\rm {{}^{8}Be+e^{+}+\nu _{e}+18\;MeV}}\\{\rm {{}^{8}Be}}&\leftrightarrow {\rm {2\,{}^{4}He}}\end{aligned}}}$

Die Proton-Proton-III-Kette ist erst vorherrschend bei Temperaturen über 23 Millionen Kelvin und spielt bei heutigen Sternen mit ausreichend Vorkommen von C, N und O keine Rolle mehr, weil bereits bei Temperaturen ab 18 MK der CNO-Zyklus die vorherrschende Fusionskette darstellt. Für die ersten Sterne im Universum, als es noch keinen Kohlenstoff gab, war das aber der einzige Weg, Energie aus Wasserstoff freizusetzen.

Die Proton-Proton-III-Kette ist zwar nicht die Hauptenergiequelle der Sonne, deren Temperatur nicht hoch genug dafür ist, sie spielt aber bei der Erklärung des solaren Neutrinoproblems eine wichtige Rolle, da sie Neutrinos mit relativ hohen Energien von bis zu 14,06 MeV erzeugt (durchschnittlich etwa 6,735 MeV), die sogenannten ⁸B-Neutrinos. Solche Neutrinos lassen sich in irdischen Neutrinodetektoren leichter nachweisen als die niederenergetischen. Die sehr hohe Neutrinoenergie führt auch dazu, dass die für den Stern nutzbare Energie (die für die Leuchtkraft und das hydrostatische Gleichgewicht verantwortlich ist) erheblich geringer ist, als bei dem CNO-Zyklus, der p-p-I- und p-p-II-Kette, weil die Neutrinos den Stern ohne Wechselwirkung verlassen können (nur 18,206 MeV vs. ~26 MeV).

Proton-Elektron-Proton-Reaktion

Bei der Proton-Elektron-Proton-Reaktion, kurz pep-Reaktion, fusionieren zwei Protonen und ein Elektron zu einem Deuteriumkern.

${\displaystyle \mathrm {{}^{1}H+e^{-}+{}^{1}H\to {}^{2}H+\nu _{e}} }$

Die Reaktion tritt deswegen so selten auf – in der Sonne findet die konkurrierende Reaktion ¹H + ¹H → ²H + e⁺ + ν_e etwa 400 mal so häufig statt –, da hier drei Teilchen nahezu simultan zusammentreffen müssen. Die Energie der erzeugten Neutrinos ist allerdings mit etwa 1,445 MeV deutlich höher.

Helium-Proton-Reaktion

Noch seltener tritt die Helium-Proton-Reaktion (kurz Hep-Reaktion) ein, die direkte Fusion von Helium ³He mit einem Proton zu ⁴He.

${\displaystyle \mathrm {{}^{3}He+{}^{1}H\to {}^{4}He+\nu _{e}+e^{+}+18{,}77\;MeV} }$

Die bei dieser Reaktion emittierten Neutrinos können eine Energie von bis zu 18,778 MeV aufweisen; durchschnittlich besitzen sie eine Energie von 9,628 MeV.