质子—质子链反应
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质子﹣质子链反应是恒星内部将氢融合成氦的几种核聚变反应中的一种，另一种主要的反应是碳氮氧循环。质子﹣质子链反应在太阳或更小的恒星上占有主导的地位。
克服两个氢原子核之间的静电斥力需要很大的能量，并且即使在太阳高温的核心中，平均也还需要1010年才能完成。由于反应是如此的缓慢，因此太阳迄今仍能闪耀着，如果反应稍为快速些，太阳早就已经耗尽燃料了。
通常，质子﹣质子熔合反应只有在温度（即动能）高到足以克服它们相互之间的库仑斥力时才能进行。质子﹣质子反应是太阳和其它恒星燃烧产生能量来源的理论，是在1920年代由亚瑟·史坦利·艾丁顿主张和提出基本原则的。当时，太阳的温度被认为太低，以至于不足以克服库仑障壁。直到量子力学发展之后，发现质子可以经由波函数的隧道，穿过排斥障碍而在比传统预测为低的温度下进行聚变反应。
第一个步骤是两个氢原子核1H（质子）融合成为氘，一个质子经由释放出一个 e+和一个中微子成为中子。
在这个阶段中释放出的中微子带有0.42MeV的能量。
第一个步骤进行的非常缓慢，因为它依赖的吸热的β正电子衰变，需要吸收能量，将一个质子转变成中子。事实上，这是整个反应的瓶颈，一颗质子平均要等待109年才能融合成氘。
正电子立刻就和电子湮灭，它们的质量转换成两个γ射线的光子被带走。
然后有三种可能的路径来形成氦的同位素4He。在pp1分支，氦-4由两个氦-3融合而成；在pp2和pp3分支，氦-3先和一个已经存在的氦-4融合成铍。
在太阳，pp1最为频繁，占了86%，pp2占14%，pp3占0.11%。还有一种是极端罕见的pp4分支。
完整的pp1链反应是放出的净能量为26.7MeV。pp1分支主要发生在一千万至一千四百万K的温度，当温度低于一千万K时，质子﹣质子链反应就不能制造出4He。
| 3He + 4He | → | 7Be + γ | |
| 7Be + e− | → | 7Li + νe | |
| 7Li + 1H | → | 4He + 4He |
pp2分支主要发生在一千四百万至二千三百万K的温度。
90%的在7Be(e−,νe)7Li*的反应中产生的中微子，90%带有0.861MeV的能量，剩余的10%带有0.383 MeV 的能量（依据锂-7是在基态还是激发态而定）。
| 3He + 4He | → | 7Be + γ | |
| 7Be + 1H | → | 8B + γ | |
| 8B | → | 8Be + e+ + νe | |
| 8Be | ↔ | 4He + 4He |
pp3链反应发生在二千三百万K以上的温度。
pp3链虽然不是太阳主要的能量来源（只占0.11%），但在太阳中微子问题上非常重要，因为它产生的中微子能量是非常高的（高达14.06 MeV）。
虽然预测上有这种反应，但因为极为罕见（在太阳中只占千万分之三的量），因此从未曾在太阳中被观测到。在此种反应中，氦-3直接和质子作用成为氦-4，可以产生能量更高的中微子（高达18.8 MeV[来源请求]）。
比较最后产生的氦-4和4个质子的质量，显示少了0.007或是0.7%的质量。这些质量被转换成了能量，在各自的反应中以γ射线和中微子的形式释放出去。在一个完整的反应链可以得到26.73MeV的能量。
只有以γ射线释放的能量会和电子与质子作用来加热太阳的内部。这些热量支撑著太阳使它不致于因为本身的重量而崩溃。
中微子不会与一般的物质发生相互作用，而且不会支持太阳去对抗本身的重力崩溃。中微子在pp1、pp2和pp3链分别带走2.0%、4.0%和28.3%的能量[1]。
氘也能经由罕见的pep（质子﹣电子﹣质子）反应（电子捕获）产生：
在太阳，pep反应和pp反应的比率是1：400，但是pep反应产生的中微子拥有更高的能量：在pp反应的第一步产生的中微子能量是0.42MeV，而pep反应产生的中微子谱线能量集中在1.44MeV。
pep和pp反应可以被看成是相同的基本相互作用，以两种不同的费曼图表示。此处电子穿越到反应的右边成为一个反电子，这在2006年NDM的网站图中表示的是恒星内的质子﹣质子和电子捕获链反应。[2]
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