Hydrogen nuclei in the Sun's core are all positively charged, so they repel each other, and by the rules of classical physics they almost never have enough energy to get close enough to fuse. Quantum tunnelling lets them slip through this barrier of repulsion now and then, and that is enough to keep the Sun shining.
Ikigai Daily
The story behind the card
The repulsion between two positive charges is called the Coulomb barrier, after the French physicist Charles-Augustin de Coulomb. At the Sun's core, about 15 million °C, a typical proton has hundreds of times too little energy to climb over it. Quantum mechanics, however, describes particles as spread-out waves, which gives them a small chance of turning up on the other side of a barrier without going over it. The physicist George Gamow used this idea in 1928 to explain alpha decay, one form of radioactivity, and in 1929 Robert Atkinson and Fritz Houtermans applied it to the stars. Even so, fusion is slow, partly because the first step needs one proton to turn into a neutron. A proton in the Sun's core waits on average about 9 billion years before fusing, but there are so many protons that the Sun still releases vast energy every second.
Türkçe oku
Güneş'in merkezindeki hidrojen çekirdeklerinin hepsi pozitif yüklüdür, bu yüzden birbirini iter. Klasik fiziğin kurallarına göre kaynaşacak kadar yaklaşmaya enerjileri neredeyse hiçbir zaman yetmez. Kuantum tünelleme ise arada bir bu itme engelinin içinden sızmalarını sağlar; Güneş'in parlaması için bu kadarı yeter.
İki pozitif yük arasındaki bu itmeye, Fransız fizikçi Charles-Augustin de Coulomb'un adıyla Coulomb engeli denir. Güneş'in merkezinde sıcaklık yaklaşık 15 milyon °C'dir; yine de sıradan bir protonun enerjisi, bu engeli aşmaya yetecek enerjinin yüzlerce kat altında kalır. Kuantum mekaniğine göre ise parçacıklar dalga gibi yayılır; bu yüzden bir engelin üstünden aşmadan öbür yanında belirmek için küçük ama gerçek bir şansları vardır. Fizikçi George Gamow bu fikirle 1928'de radyoaktivitenin bir türü olan alfa bozunmasını açıkladı; 1929'da Robert Atkinson ve Fritz Houtermans aynı fikri yıldızlara uyguladı. Yine de füzyon yavaştır; bunun bir nedeni, ilk adımda protonlardan birinin nötrona dönüşmesi gerekmesidir. Güneş'in merkezindeki bir proton, kaynaşmadan önce ortalama 9 milyar yıl kadar bekler. Ama proton sayısı öyle büyüktür ki Güneş her saniye yine de muazzam bir enerji açığa çıkarır.