Reaksi rantai proton-proton

Reaksi rantai proton-proton atau reaksi rantai pp adalah salah satu dari dua reaksi fusi yang mengubah hidrogen menjadi helium di dalam inti bintang, reaksi lainnya adalah siklus CNO. Reaksi rantai proton-proton terutama terjadi di dalam bintang-bintang seukuran Matahari atau lebih kecil.

Umumnya fusi proton-proton hanya dapat terjadi pada temperatur yang sangat tinggi untuk membuat proton-proton memiliki cukup energi kinetik dalam mengatasi tolakan Coulomb. Temperatur yang tinggi ini adalah sebab reaksi seperti ini disebut sebagai reaksi termonuklir. Teori bahwa reaksi proton-proton adalah dasar bagi Matahari dan bintang-bintang lain bersinar diajukan oleh Arthur Eddington pada 1920-an, tetapi masalah timbul karena temperatur Matahari didapati masih terlalu kecil untuk mengatasi penghalang gaya Coulomb. Setelah berkembangnya mekanika kuantum, ditemukan bahwa efek terowongan dalam fungsi gelombang proton-proton tersebut memungkinkan reaksi fusi terjadi pada temperatur yang lebih rendah. Setiap rangkaian reaksi pp memakan waktu rata-rata 10⁹ tahun pada kondisi suhu inti Matahari. Karena lambatnya reaksi ini maka Matahari masih bersinar; jika lebih cepat, Matahari sudah sejak lama menghabiskan hidrogennya.

Reaksi proton-proton merupakan reaksi berantai yang melibatkan tumbukan enam proton dengan hasil akhir satu inti helium, dua proton, dua positron, dua neutrino, dan energi. Dinamai reaksi proton-proton karena reaksi pertama dalam rangkaian reaksi rantai tersebut melibatkan dua proton.

Langkah pertama rantai pp melibatkan dua inti hidrogen ¹H (proton) untuk kemudian membentuk satu inti deuterium ²H. Pembentukan inti deuterium memaksa sebuah proton berubah menjadi netron dalam proses peluruhan beta dengan melepaskan sebuah positron dan sebuah neutrino:

Pelepasan neutrino pada langkah ini membawa energi lebih dari 0,53 MeV. Langkah ini sebenarnya adalah reaksi yang tidak biasa dibandingkan dengan kebanyakan proses-proses fusi lainnya. Untuk menghasilkan ²H, proton-proton harus mengalami peluruhan β+ pada saat titik terdekat mereka. Proses ini diatur oleh interaksi lemah dan sangat jarang terjadi. Oleh karenanya reaksi pertama memiliki penampang nuklir (cross-section) yang sangat kecil dan sebuah proton harus menunggu rata-rata selama 10 ⁹ tahun untuk berfusi dengan sesamanya dalam membentuk deuterium.

Positron yang terbentuk kemudian segera musnah oleh sebab interaksi dengan sebuah elektron. Energi massa mereka dibawa oleh dua foton sinar gamma:

Deuterium yang terbentuk kemudian bereaksi dengan proton yang lain untuk membentuk isotop ringan helium, ³He:

Rantai reaksi (1), (2) dan (3) dapat terjadi pada temperatur di bawah 10 juta Kelvin. Setelah proses ini, terdapat tiga cabang reaksi yang mungkin dalam pembentukan inti ⁴He yaitu cabang pp1, pp2, dan pp3 yang kesemuanya dimulai dengan ³He dan sangat bergantung pada temperatur.

Alternatif pertama membutuhkan dua inti ³He. Artinya rangkaian reaksi (1), (2), (3) setidaknya harus terjadi dua kali terlebih dulu:

Cabang pp1 dominan pada temperatur antara 10 juta hingga 14 juta Kelvin. Energi netto yang dilepaskan dalam cabang pp1 adalah sebesar 2 ${\displaystyle \times }$ (0,16 + 1,02 + 5,49) + 12,86 = 26,20 MeV (jika energi yang dibawa neutrino sebesar 0,53 MeV diperhitungkan, maka energi netto yang dihasilkan adalah sekitar 26,73 MeV).

Cabang pp2 mensyaratkan ⁴He harus sudah ada terlebih dahulu. Keberadaan ⁴He dapat berasal dari reaksi pp1 ataupun dari nukleosintesis Big Bang. Rantai pp2 berlangsung sebagai berikut:

Cabang pp2 dominan pada temperatur antara 14 juta hingga 23 juta Kelvin. 90% neutrino yang dihasilkan pada reaksi (5b) membawa energi sebesar 0,861 MeV, sementara sisanya yang 10% membawa energi sebesar 0,383 Mev (bergantung pada apakah litium-7 berada dalam keadaan tereksitasi atau dasar).

Cabang antara pp2 dan pp3 terjadi karena ⁷Be dapat bereaksi baik dengan e⁻ maupun ¹H. Degan demikian pada pp3, setelah reaksi (4b) berlangsung reaksi sebagai berikut:

Reaksi pp3 dominan pada suhu di atas 23 juta Kelvin.

• Kippenhahn, Rudolf (1990). Stellar Structure and Evolution. Berlin: Springer-Verlag. ISBN 3-540-50211-4.  Parameter |coauthors= yang tidak diketahui mengabaikan (|author= yang disarankan) (bantuan)
• Sutantyo, Winardi (1984). Astrofisika mengenal bintang. Bandung: Penerbit ITB.