1. waterstoffusie: De kern van de zon is ongelooflijk heet en dicht, met voornamelijk waterstof. Met deze extreme omgeving kunnen waterstofkernen (protonen) hun elektrostatische afstoting overwinnen en samensmelten.

2. Deuterium -vorming: Twee protonen botsen en één proton transformeert in een neutron, die een positron (antimaterie -elektron) en een neutrino vrijgeven. Het resulterende proton en neutronen binden samen om deuterium te vormen, een zware waterstofisotoop.

3. Heliumvorming: Deuterium combineert vervolgens met een ander proton om helium-3 te vormen, een heliumisotoop met één neutron en twee protonen. Twee helium-3 kernen versmelten vervolgens, geven twee protonen vrij en vormden een helium-4-kern (met twee protonen en twee neutronen).

4. Energieafgifte: In elk van deze fusiereacties wordt sommige massa omgezet in energie volgens Einstein's beroemde vergelijking E =mc². Deze energie wordt vrijgegeven in de vorm van gammastralen, kinetische energie van de nieuw gevormde deeltjes en neutrino's.

Algemene reactie:

De vereenvoudigde netto reactie kan worden weergegeven als:

4 ¹H → ⁴he + 2e⁺ + 2νe + 2y

Dit betekent dat vier waterstofkernen (protonen) combineren om één heliumkern te vormen en twee positronen, twee elektronenneutrino's en twee gammastralen vrij te geven.

Belangrijke punten over kernfusie in de zon:

* Extreem hoge temperaturen: De kern van de zon bereikt miljoenen graden Celsius en biedt de energie die nodig is om de afstoting tussen protonen te overwinnen.

* Hoge dichtheid: De dichte kern bevat veel protonen dicht bij elkaar, waardoor de kans op botsingen wordt vergroot.

* continu proces: Nucleaire fusie is een continu proces in de zon en biedt de energie die zijn licht en warmte aandrijft.

* Energiebron: De fusiereacties van de zon zetten een kleine hoeveelheid massa om in enorme hoeveelheden energie, waardoor het een krachtige energiebron is voor ons zonnestelsel.