Reazioni di fusione termonucleare

Le reazioni nucleari nelle stelle sono dette termonucleari e assicurano il rifornimento energetico. Esse comportano la trasformazione di idrogeno, H, che costituisce mediamente circa il 70% della massa stellare, in elio, He, che assomma in media al 28%. Quanto al processo di trasformazione, è sufficiente ricordare che per giungere alla formazione di un nucleo attraverso la fusione nucleare, le particelle devono essere dotate di elevatissima energia cinetica, al fine di superare la barriera repulsiva di potenziale coulombiano: le particelle devono, cioè, avvicinarsi fra loro a distanze inferiori al "raggio d'azione" (r) delle forze nucleari (r ~ 10^-13 cm).

Nel 1938 il fisico tedesco H. Bethe formulò la teoria del bruciamento dell'idrogeno secondo due distinte catene di reazioni, dipendenti dalla temperatura: catena protone-protone e ciclo CNO (carbonio-azoto-ossigeno). Entrambe le catene formano, a partire da quattro protoni (nuclei di idrogeno, ¹H), un nucleo di elio-4, ⁴He, con liberazione di energia radiante e di energia cinetica dei prodotti della reazione.