質子﹣質子鏈反應在太陽或更小的恆星上佔有主導的地位。
以對數呈現不同溫度（T）下質子-質子（PP）、碳氮氧 （CNO）和**3氦**融合過程的相對能量輸出（ε）。虛線顯示了恒星內PP和CNO過程聯合的能量生成。在太陽核心的溫度下，PP過程會更有效率。
**質子﹣質子鏈反應**是恆星內部將氫融合成氦的幾種核融合反應中的一種，另一種主要的反應是碳氮氧循環。**質子﹣質子鏈反應**在太陽或更小的恆星上佔有主導的地位。

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1010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侖斥力時才能進行。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侖障壁。直到量子力學發展之後，發現質子可以經由波函數的隧道，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1H（質子）融合成為氘，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，佔了86%，pp2佔14%，pp3佔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 + γ |
|        | 7Be + 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\*的反應中產生的微中子，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 + γ |
|        | 7Be + 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（只佔0.11%），但在太陽微中子問題上非常重要，因為它產生的微中子能量是非常高的（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（在太陽中只佔千萬分之三的量），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微中子（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射線和微中子的形式釋放出去。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致於因為本身的重量而崩潰。

微中子不會與一般的物質發生交互作用，而且不會支持太陽去對抗本身的重力崩潰。微中子在pp1、pp2和pp3鏈分別帶走2.0%、4.0%和28.3%的能量。

pep反應
-----

在2006年9月7日，關於微中子和暗物質的NDM國際會議網站上，恆星內的質子﹣質子和電子捕獲鏈反應圖。

  

恆星內的質子﹣質子和電子捕獲鏈反應比例圖。
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反應產生的微中子擁有更高的能量：在pp反應的第一步產生的微中子能量是0.42MeV，而pep反應產生的微中子譜線能量集中在1.44MeV。

pep和pp反應可以被看成是相同的基本交互作用，以兩種不同的費曼图表示。此處電子穿越到反應的右邊成為一個反電子，這在2006年NDM的網站圖中表示的是恆星內的質子﹣質子和電子捕獲鏈反應。

參考文献
----

|  |  |
| --- | --- |
|  | 维基共享资源中相关的多媒体资源：**質子﹣質子鏈反應** |

1. ↑  Claus E. Rolfs, William S. Rodney: *Cauldrons in the Cosmos*, The University of Chicago Press, 1988, 354. pp
2. ↑  Int'l Conference on Neutrino and Dark Matter, Thursday 07 Sept 2006,  （页面存档备份，存于） Session 14

相關條目
----

* 3氦過程
* 碳氮氧循環

|  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 

| * 
* 论
* 编
原子核物理学 |
| --- |
|  |
| 
* 原子核
* 核子
	+ n
	+ p
* 核力
* 原子核结构（英语：）
* 核反应

 |
|  |
| 核模型和稳定性 | 
* 液滴模型
* 核壳层模型
* 核结合能
* 中子-质子比率（英语：）
* 原子核滴线
* 稳定岛

 |  |
|  |
| 核素分类 | 
* 同位素 - 有相同的原子序数
* 同量素 - 有相同的質量數
* 同中子素 - 有相同的中子數
* 核同质异能素
* 镜像核（英语：）

 |
|  |
| 衰變過程 | 

|  |  |
| --- | --- |
| 傳統衰變 | 
* α衰变
* β衰变
* 伽瑪衰變
	+ 伽马射线
* 自發裂變
* 集团衰变（英语：）

 |
|  |
| 進階衰變 | 
* 雙β衰變
* 雙電子捕獲（英语：）
* 內部轉變（英语：）
* 同质异构转变（英语：）
* 衰變鏈
* 衰变产物

 |

 |
|  |
| 發射過程 | 
* 中子發射
* 正电子发射
* 质子发射

 |
|  |
| 捕獲過程 | 
* 电子俘获
* 中子俘获
* 质子俘获（英语：）
* R-過程
* S-過程
* P-過程
* Rp-過程

 |
|  |
| 分裂過程 | 
* 自發裂變
* 散裂（英语：）
* 宇宙射線散裂
* 光致蛻變

 |
|  |
| 核合成 | 
* 太初核合成
* 恆星核合成
	+ 質子﹣質子鏈反應
	+ 碳氮氧循環
	+ 氦融合
	+ 氦核作用
	+ 3氦過程
	+ 碳燃燒過程
	+ 氖燃燒過程
	+ 氧燃燒過程
	+ 矽燃燒過程
* 超新星核合成
* 千新星核合成

 |
|  |
| 核物理學家 | 
* 汉斯·贝特
* 亨利·贝可勒尔
* 克林顿·戴维孙
* 玛丽·居里
* 皮埃尔·居里
* 弗雷德里克·约里奥-居里
* 伊雷娜·约里奥-居里
* 恩里科·费米
* 罗伯特·奥本海默
* 欧内斯特·卢瑟福
* 约瑟夫·汤姆孙
* 愛德華·泰勒
* 欧内斯特·劳伦斯
* 莉泽·迈特纳
* 奥托·哈恩
* 爱德华·珀塞尔
* 欧内斯特·沃尔顿
* 约翰·考克饶夫
* 弗里茨·施特拉斯曼
* 马克·奥利芬特

 |
|  |
| 
* 分类 **原子核物理学分類**
* 主题 **物理学主題**

 |

 |