Ritmos de reacción demasiado veloces harían imposible la estabilidad hidrodinámica en las estrellas consumiéndolas en explosiones casi instantáneas tras su formación.En esos años las temperaturas del Sol se consideraban demasiado bajas para que las partículas penetraran la barrera coulombiana.El primer paso conduce a la fusión de dos núcleos de hidrógeno ¹H (protones) a deuterio ²H, liberando un positrón y un neutrino electrónico al transformar un protón en un neutrón.Este primer paso es muy lento porque depende de la interacción débil para convertir un protón en un neutrón.En el Sol, la cadena pp1 se da con una frecuencia del 91%, la pp2 con el 9% y la pp3 es la más infrecuente con un 0.1% de ocurrencia.Esta masa se convirtió en energía, en forma de rayos gamma y neutrinos lanzados durante las reacciones individuales.Este calentamiento lo sostiene y evita que colapse bajo su propio peso.Los neutrinos no interactúan de forma significativa con la materia, ni ayudan a evitar el colapso gravitatorio.
Generación de
neutrinos
solares en las cadenas protón-protón.
