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[[파일:Fusion in the Sun.svg|300px|right|thumbnail|[[태양]]에서의 양성자-양성자 연쇄 반응]]

'''양성자-양성자 연쇄 반응'''({{lang|en|proton–proton chain reaction}})<ref>한국천문학회 편, 《천문학용어집》 266쪽 우단 13째줄</ref>은 [[항성]]이 [[수소]]를 [[헬륨]]으로 바꾸는 두 가지의 [[핵융합]] 반응 가운데 하나이다. 다른 하나는 [[CNO 순환]]이다. 양성자-양성자 연쇄 반응은 [[태양]] 혹은 그 이하 크기의 항성에서 더욱 중요하다.

어떠한 천체를 항성으로 정의하기 위한 최소 조건으로, 질량이 부족하여 이 반응을 할 수 없는 천체인 [[갈색왜성]]이나 [[준갈색왜성]]이 항성이 아닌 준항성 천체로 분류되는 이유이다.

두 [[수소]] [[원자핵]] 사이의 [[전자기력|전자기 척력]]을 극복하려면 많은 에너지가 필요하며, 항성에서 이 과정이 완전히 끝나려면 대개 10<sup>10</sup>(100억)년 정도가 걸린다. 반응이 느리기 때문에, [[태양]]은 여전히 타오르고 있다. 만약 빨랐다면, 태양은 오래전에 수소를 소진했을 것이다.

일반적으로 양성자-양성자 핵융합은 [[양성자]]의 [[온도]](즉 평균 [[운동 에너지]])가 충분히 높아서 [[쿨롱 힘]]을 극복 가능할 때에만 발생할 수 있다. 양성자-양성자 연쇄 반응이 태양을 비롯한 다른 항성의 기본 원리라는 사실을 [[1920년대]] [[아서 에딩턴]]이 처음으로 제안하였다. 당시 태양의 온도는 [[쿨롱 장벽]]을 넘기에는 너무 낮다고 여겨졌다. [[양자역학]]의 발전과 함께, 양성자가 [[양자 터널링]]을 통해서 [[고전물리학]]에서 계산하였던 온도보다도 낮은 온도에서 핵융합을 할 수 있음을 발견하였다.

== 양성자-양성자 연쇄 반응 ==
반응의 첫 번째 과정은 두 개의 [[수소]] [[원자핵]](<sup>1</sup>H([[양성자]]))이 [[중수소]](<sup>2</sup>H)로 융합하며, 하나의 양성자가 [[중성자]]로 변하는 과정에서 [[양전자]]와 [[중성미자]]를 방출하는 다음 과정이다.

:<sup>1</sup>H + <sup>1</sup>H → <sup>2</sup>H + [[양전자|e<sup>+</sup>]] + [[중성미자|ν<sub>e</sub>]]

이 과정에서 발생한 중성미자는 최대 0.42 [[전자볼트|MeV]]의 에너지를 지닌다.

이 첫 번째 과정은 하나의 양성자를 중성자로 바꾸는 과정에서 [[약한 상호작용]]에 의존하므로 매우 느리게 일어난다. 사실 이 과정에서 중수소가 융합되려면 평균 10<sup>9</sup>(10억)년을 기다려야 한다.

[[양전자]]는 [[수소]]의 [[전자]]와 [[쌍소멸]]하며, 질량 에너지는 두 개의 [[감마선]] [[광자]]로 방출된다. 이 과정은 다음과 같이 나타낼 수 있다.

:e<sup>+</sup> + e<sup>−</sup> → 2[[감마선|γ]] + 1.02 MeV

그 후 첫 번째 과정에서 생겨난 중수소는 다른 수소와 융합하여, [[헬륨]]의 가벼운 [[동위원소]] 헬륨-3(<sup>3</sup>He)을 형성한다.

:<sup>2</sup>H + <sup>1</sup>H → <sup>3</sup>He + [[감마선|γ]] + 5.49 MeV

이후, 헬륨 동위원소인 헬륨-4(<sup>4</sup>He)로 융합되는 세 경우의 갈래길이 존재한다. ''양성자-양성자 I''(PP I) 갈래에서는 헬륨-4는 두 개의 헬륨-3으로부터 융합된다. 다른 두 경우인 ''양성자-양성자 II''(PP II) 및 ''III''(PP III)에서는 PP I에서 생성된 헬륨-4가 필요하며, 모두 [[베릴륨]]-7을 형성하지만, 다른 갈래를 사용한다. 태양에서는 PP I이 91%의 확률로, PP II는 9%, PP III는 0.1%의 [[갈래비]]를 가진다.

=== PP I ===
:<sup>3</sup>He +<sup>3</sup>He → <sup>4</sup>He + <sup>1</sup>H + <sup>1</sup>H + 12.86 MeV

PP I 갈래는 26.7 MeV의 순에너지를 방출한다. PP I 갈래는 10에서 14 [[켈빈|메가켈빈]]의 온도에서 지배적이다. 10 메가켈빈 이하에서는, 양성자-양성자 연쇄 반응은 많은 헬륨-4를 형성하지는 않는다. 

=== PP II ===
<sup>3</sup>He + <sup>4</sup>He → <sup>7</sup>[[베릴륨|Be]] + [[감마선|γ]]

<sup>7</sup>Be + e<sup>−</sup> →<sup>7</sup>[[리튬|Li]] + [[중성미자|ν<sub>e</sub>]]

<sup>7</sup>Li + <sup>1</sup>H → <sup>4</sup>He + <sup>4</sup>He

PP II 갈래는 14에서 23 메가켈빈 정도의 온도에서 주를 이룬다.

<sup>7</sup>Be + e<sup>−</sup> →<sup>7</sup> [[리튬|Li]] + [[중성미자|ν<sub>e</sub>]]에서 형성된 90%의 중성미자는 0.861 MeV의 에너지를 지니며, 나머지 10%는 0.383 MeV의 에너지를 지닌다. 이는 [[리튬]]-7이 [[들뜬 상태]]인지, [[바닥 상태]]인지에 따른다.

=== PP III ===
<sup>3</sup>He + <sup>4</sup>He → <sup>7</sup>Be + [[감마선|γ]]

<sup>7</sup>Be + <sup>1</sup>H → <sup>8</sup>[[붕소|B]] + [[감마선|γ]]

<sup>8</sup>B→ <sup>8</sup>Be + e<sup>+</sup> + [[중성미자|ν<sub>e</sub>]]

<sup>8</sup>Be↔ <sup>4</sup>He + <sup>4</sup>He

PP III은 23 메가켈빈 이상의 온도에서 지배적인 갈래이다.

PP III은 중심부의 온도가 그렇게까지 높지 않은 [[태양]] 내부에서는 주요한 에너지원이 아니다. 하지만 [[태양 중성미자 문제]]에게는 중요한 이유 중 하나인데, 이는 PP III 과정에서 최대 14.06 MeV의 에너지를 지니는 고에너지 중성미자가 발생하기 때문이다.

=== PP IV 또는 HeP ===
이 네 번째의 갈래에서는 [[헬륨]]-3가 직접 [[양성자]]와 반응하여 헬륨-4를 형성한다. HeP란 헬륨-양성자 반응을 나타낸다.

:<sup>3</sup>He + <sup>1</sup>H → <sup>4</sup>He + ν<sub>e</sub> + e<sup>+</sup>

=== 에너지 방출 ===
최후에 생산 된 [[헬륨]]-4 원자와 4개의 [[양성자]]의 질량을 비교하면 0.007배 즉 0.7%의 원래 양성자의 에너지를 손실했음을 알 수 있다. 이 질량만큼 에너지가 [[감마선]] 혹은 [[중성미자]] 형태로 반응 중에 방출된 것이다.

[[감마선]] 형태로 발산된 에너지만이 [[전자]] 및 [[양성자]]와 상호작용을 하며, [[태양]]의 내부를 가열한다. 이 가열 과정은 태양을 자체 질량으로 인해 붕괴하지 않도록 지켜준다.

[[중성미자]]는 [[물질]]과 반응하지 않으며, 태양이 중력으로 붕괴하지 않도록 하는 데 도움을 주지 않는다.

== PEP 반응 ==
양성자-전자-양성자(Proton-Electron-Proton, PEP) 반응은 매우 희귀한 반응인데, 양성자-양성자 반응 대신 발생하기도 한다.

:<sup>1</sup>H + e<sup>−</sup> + <sup>1</sup>H → <sup>2</sup>H + ν<sub>e</sub>

태양에서는 PEP 반응의 빈도는 PP 반응과 비교해서 400분의 1밖에 되지 않는다. 하지만 이 과정에서 발생하는 [[중성미자]]는 훨씬 에너지가 높다. PP의 첫 번째 과정에서 발생하는 중성미자의 에너지가 최대 0.42 MeV인 것에 비해, PEP 과정에서 발생하는 중성미자는 1.44 MeV에 이른다.

== 같이 보기 ==
* [[삼중 알파 과정]]
* [[CNO 순환]]

== 참조 ==
<references />

{{핵과정}}

[[분류:핵융합]]
[[분류:항성물리학]]
[[분류:양성자]]