Sterrenfusie

Sterrenfusie is het proces waarbij in de kern van sterren kernreacties plaatsvinden die lichte kernen samenvoegen tot zwaardere kernen, met als gevolg de vrijgekomen energie in de vorm van straling en warmte. Die energie houdt de ster in hydrodynamisch evenwicht tegen de zwaartekracht en bepaalt zo haar levensloop en stralingskenmerken.

De fusie vereist extreem hoge temperaturen en drukken, waardoor materie in een plasmavorm terechtkomt waarin kernen dichter bij elkaar komen. Bij dergelijke condities kunnen de Coulombbarrières tussen protonen worden doorbroken, mede door kwantumtunneling. In sterren vinden bovendien vaak wonderlijk genoeg de fusieroutes via katalysatoren plaats, waardoor reactieketens efficiënt verlopen.

De belangrijkste fusieprocessen zijn de proton-protonketen en de CNO-cyclus, beide verantwoordelijk voor het fuseren van waterstof tot helium in sterren zoals de zon. In zwaardere sterren overheerst de CNO-cyclus bij hogere temperaturen. Na afloop van waterstofbrand ontstaat heliumbrand via het triple-alpha-proces, waarna, bij voldoende massa, kernbrandingen volgen waarin koolstof, zuurstof en later siliconen tot ijzer worden gevormd. IJzerfusie levert geen netto energie meer op, waardoor de ster vaak een explosie of extreme verzilvering ondergaat, afhankelijk van massa, waardoor elementaire versmeltingen zoals die in supernova’s plaatsvinden en zware elementen aan de kosmos worden toegevoerd.

Observatie en belang: kernfusie verklaart de intrinsieke helderheid van sterren, hun levensduur en de chemische evolutie van het universum. Neutrino-ontstaan uit kernreacties in zonnestoringen biedt directe bevestiging van de fusiereactie, terwijl spectroscopie en helioseismologie inzichten geven in stellar structuren en brandcycli.