質子-質子鏈反應
克服兩個氫 原子核之間的靜電斥力需要很大的能量,並且即使在太陽高溫的核心中,平均也還需要109年才能完成。由於反應是如此的緩慢,因此太陽迄今仍能閃耀著,如果反應稍為快速些,太陽早就已經耗盡燃料了。通常,質子-質子熔合反應只有在溫度(即動能)高到足以克服它們相互之間的庫倫斥力時才能進行。質子-質子反應是太陽和其它恆星燃燒產生能量來源的理論,是在1920年代由亞瑟·史坦利·艾丁頓主張和提出基本原則的。當時,太陽的溫度被認為太低,以至於不足以克服庫倫障壁。直到量子力學發展之後,發現質子可以經由波函式的隧道,穿過排斥障礙而在比傳統預測為低的溫度下進行融合反應。
pp鏈反應
第一個步驟是兩個氫原子核融合1H(質子)成為氘,一個 質子經由釋放出一個 e+和一個 中微子成為 中子。1H + 1H → 2H + e+ + νe
在這個階段中釋放出的中微子帶有 0.42MeV的能量。
第一個步驟進行的非常緩慢,因為它依賴的吸熱的β正電子衰變,需要吸收能量,將一個質子轉變成中子。事實上,這是整個反應的瓶頸,一顆質子平均要等待 109年才能融合成氘。
正電子立刻就和 電子湮滅,它們的質量轉換成兩個γ射線的 光子被帶走。
e+ + e− → 2γ (它們的能量為 1.02MeV)
在這之後,氘先和另一個氫原子融合成較輕的氦同位素,3He:
2H + 1H → 3He + γ (能量為 5.49 MeV)
然後有 三種可能的路徑來形成氦的同位素4He。在pp1分支,氦-4由兩個氦-3融合而成;在pp2和PP3分支,氦-3先和一個已經存在的氦-4融合成鈹。 在太陽,pp1最為頻繁,占了86%,pp2占14%,pp3隻有0.11%。還有一種是極端罕見的pp4分支。
pp1分支
3He +3He → 4He + 1H + 1H + 12.86 MeV完整的pp1鏈反應是放出的淨能量為 26.7MeV。 pp1分支主要發生在 一千萬至一千四百萬K的溫度,當溫度低於一千萬K時,質子-質子鏈反應就不能製造出4He。
pp2分支
3He + 4He → 7Be + γ7Be + e− → 7Li + νe
7Li + 1H → 4He + 4He
pp2分支主要發生在 一千四百萬至二千三百萬K的溫度。
90%的在7Be(e−,νe)7Li*的反應中產生的中微子,90%帶有 0.861MeV的能量,剩餘的10%帶有 0.383 MeV的能量(依據鋰-7是在基態還是激發態而定)。
pp3分支
3He + 4He → 7Be + γ7Be + 1H → 8B + γ
8B → 8Be + e+ + νe
8Be ↔ 4He + 4He
pp3鏈反應發生在 二千三百萬K以上的溫度。
pp3鏈雖然不是太陽主要的能量來源(只占0.11%),但在太陽中微子問題上非常重要,因為它產生的中微子能量是非常高的(高達 14.06 MeV)。
pp4或Hep
雖然預測上有這種反應,但因為 極為罕見(在太陽中只占千萬分之三的量),因此從未曾在太陽中被觀測到。在此種反應中,氦-3直接和質子作用成為氦-4,可以產生能量更高的中微子(高達 18.8 MeV)。3He + 1H → 4He + νe + e+
能量釋放
比較最後產生的氦-4和4個質子的質量,顯示少了0.007或是0.7%的質量。這些質量被轉換成了能量,在各自的反應中以γ射線和中微子的形式釋放出去。在一個完整的反應鏈可以得到 26.73MeV的能量。只有以γ射線釋放的能量會和電子與質子作用來加熱太陽的內部。這些熱量支撐著太陽使它不至於因為本身的重量而崩潰。
中微子不會與一般的物質發生互動作用,而且不會支持太陽去對抗本身的重力崩潰。中微子在pp1、pp2和pp3鏈分別帶走2.0%、4.0%和28.3%的能量。
pep反應
氘也能經由罕見的 pep( 質子-電子-質子)反應(電子捕獲)產生:1H + e− + 1H → 2H + νe
在太陽,pep反應和pp反應的比率是 1:400,但是pep反應產生的中微子擁有更高的能量:在pp反應的第一步產生的中微子能量是 0.42MeV,而pep反應產生的中微子譜線能量集中在 1.44MeV。
pep和pp反應可以被看成是相同的基本互動作用,以兩種不同的費曼表示。此處電子穿越到反應的右邊成為一個反電子,這在右圖中表示的是恆星內的質子-質子和電子捕獲鏈反應。