質子—質子鏈反應
質子﹣質子鏈反應（英語：proton-proton chain，簡寫為p-p chain）是恆星內部將氫融合成氦的幾種核聚變反應中的一種，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着，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聚變反應。
pp鏈反應
[編輯]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+和一個微中子成為中子。
在這個階段中釋放出的微中子帶有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）
- 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
[編輯]- 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
[編輯]| 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
[編輯]| 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
[編輯]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[來源請求]）。
- 3He + 1H → 4He + νe + e+
能量釋放
[編輯]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相互作用，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[1]。
pep反應
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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相互作用，以兩種不同的費曼圖表示。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。[2]
參考文獻
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- ^ Claus E. Rolfs, William S. Rodney: Cauldrons in the Cosmos, The University of Chicago Press, 1988, 354. pp
- ^ Int'l Conference on Neutrino and Dark Matter, Thursday 07 Sept 2006, http://indico.lal.in2p3.fr/getFile.py/access?contribId=s16t1&sessionId=s16&resId=1&materialId=0&confId=a05162 （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館） Session 14
