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.

Kartın devamı

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.