Πυρηνική αντίδραση αλυσίδας πρωτονίου-πρωτονίου: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων

|ν_e||+ ||10.442420 MeV

|p e⁺||+ ||pe^-||→ ||²₁D2γ

| +||e⁺1,022 MeV

|}Αυτή η διαδικασία, που διαμεσολαβείται από την ισχυρή πυρηνική δύναμη και όχι από την ασθενή πυρηνική δύναμη, είναι εξαιρετικά γρήγορη σε σύγκριση με το πρώτο βήμα. Υπολογίζεται ότι, κάτω από τις συνθήκες θεμορκρασίας και πίεσης που υπάρχουν στον πυρήνα του Ήλιου, κάθε νέος πυρήνας δευτερίου που δημιουργείται υπάρχει μόνο για περίπου τέσσερα δευτερόλεπτα προτού μετατραπεί σε ήλιο-3 με την παραπάνω αντίδραση.

Στον Ήλιο, κάθε πυρήνας ηλίου-3 που παράγεται σε αυτές τις δύο αντιδράσεις υπάρχει μόνο για περίπου 400 χρόνια πριν μετατραπεί σε ήλιο-4., με τον τρόπο που θα δούμε στη συνέχεια <ref>This time and the two other times above come from: Byrne, J. ''Neutrons, Nuclei, and Matter'', Dover Publications, Mineola, NY, 2011, {{ISBN|0486482383}}, p 8.</ref>. Μόλις παραχθεί το ήλιο-3, υπάρχουν τέσσερις πιθανές διαδρομές για τη δημιουργία ηλίου-4 (το οποίο συμβολίζεται με ⁴₂Ηe). ΣτοΣτην p – pp–p I, το ήλιο-4 παράγεται με τη σύντηξη δύο πυρήνων ηλίου-3. οιΟι κλάδοι p – p II και p – p III συντήκουν ³₂Ηe με προϋπάρχοντες πυρήνες ⁴₂Ηe και σχηματίζεται [[βηρύλλιο]] -7, το οποίο υφίσταται περαιτέρω αντιδράσεις για την παραγωγή δύο πυρήνων ηλίου-4.

Σύμφωνα με ένα μοντέλο του ΄Ηλιου, το 83,3 τοις εκατό% των πυρήνων ⁴₂Ηe παράγεται παράγεται μέσω κλάδου p-p I ενώ τοο κλάδος p-p II παράγει το 16,68% και p-p III το 0,02%. <ref>{{Cite journal|last=Adelberger|first=Eric G.|display-authors=etal|date=12 April 2011|title=Solar fusion cross sections. II. The pp chain and CNO cycles|journal=Reviews of Modern Physics|volume=83|issue=1|page=201|doi=10.1103/RevModPhys.83.195|arxiv=1004.2318|bibcode=2011RvMP...83..195A}} See Figure 2. The caption is not very clear but it has been confirmed that the percentages refer to how much of each reaction takes place, or equivalently how much helium-4 is produced by each branch.</ref> Δεδομένου ότι τα μισά νετρίνα που παράγονται στους κλάδους II και III δημιουργούνται στο πρώτο στάδιο (σύνθεση δευτερίου), μόνο περίπου 8,35% των νετρίνων προέρχεται από τα μεταγενέστερα στάδια (βλ. Παρακάτω) καιενώ περίπου το 91,65% προέρχονται από τητην αρχική σύνθεση του δευτερίου. Ωστόσο, ένα άλλο ηλιακό μοντέλο από περίπου την ίδια στιγμή δίνει μόνο 7,14% των νετρίνων από τα επόμενα βήματα και 92,86% από τη σύνθεση του δευτερίου. <ref>{{Cite journal|display-authors=etal|last=Aldo Serenelli|title=New Solar Composition: The Problem With Solar Models Revisited|journal=The Astrophysical Journal Letters|date=Nov 2009|volume=705|issue=2|pages=L123–L127|doi=10.1088/0004-637X/705/2/L123|arxiv=0909.2668|bibcode=2009ApJ...705L.123S}} Calculated from model AGSS09 in Table 3.</ref> Η διαφορά οφείλεται προφανώς σε ελαφρώς διαφορετικές υποθέσεις σχετικά με τη σύνθεση και τη [[μεταλλικότητα]] του ήλιουΉλιου (δηλαδή το ποσοστό της μάζας χημικών στοιχείων διαφορετικά από υδρογόνο και ήλιο που υπάρχουν στον Ήλιο).

Υπάρχει επίσης ο εξαιρετικά σπάνιος κλάδος p-p IV. Μπορεί να εμφανιστούν και άλλες ακόμη πιο σπάνιες αντιδράσεις. Ο ρυθμός αυτών των αντιδράσεων είναι πολύ χαμηλός λόγω των πολύ μικρών ενεργών διατομών ή επειδή ο αριθμός των σωματιδίων που αντιδρούν είναι τόσο χαμηλός ώστε οι τυχόν αντιδράσεις που μπορεί να συμβούν είναι στατιστικά ασήμαντες.

Η συνολική αντίδραση είναιμπορεί να γραφεί συνοπτικά ως:

: 4&nbsp; ¹H⁺ → ⁴He⁴₂Ηe²⁺ + 2e⁺ + 2νₑ

Η πλήρης αλυσιδωτή αντίδραση p-p I απελευθερώνει καθαρή ενέργεια 26.732MeV. <ref>{{Cite book|title=An Introduction to Stellar Astrophysics|first=Francis|last=LeBlanc}}</ref> Δύο τοις εκατό αυτής της ενέργειας χάνεται στα νετρίνα που παράγονται. <ref>{{Cite journal|last=Burbidge|first=E.|last2=Burbidge|first2=G.|last3=Fowler|first3=William|last4=Hoyle|first4=F.|title=Synthesis of the Elements in Stars|journal=Reviews of Modern Physics|date=1 October 1957|volume=29|issue=4|pages=547–650|doi=10.1103/RevModPhys.29.547|bibcode=1957RvMP...29..547B}} This value excludes the 2% neutrino energy loss.</ref> Ο κλάδος p-p I κυριαρχεί σε θερμοκρασίες 10 έως 14 εκατομμύρια βαθμών Κέλβιν. Κάτω από 10 εκατομμύρια βαθμούς Κέλβιν, η αλυσίδα p-p δεν παράγει πολλούς πυρήνες{{SimpleNuclide2|Helium| ηλίου-4}}. 

|}-

|}-

Σημειώστε ότι οι ενέργειες στη δεύτερη παραπάνω αντίδραση είναι οι ενέργειες των νετρίνων που παράγονται από την αντίδραση. Το 90% των νετρίνων που παράγονται στην αντίδραση του{{SimpleNuclide2|Beryllium|7}} σε {{SimpleNuclide2|Lithium|7}} μεταφέρουν ενέργεια 0.861MeV, ενώ το υπόλοιπο 10% μεταφέρει ενέργεια 0.383MeV. Η διαφορά οφείλεταιεξαρτάται στοαπό αν το παραγόμενο λίθιο-7 είναι στη βασική κατάσταση ή σε διεγερμένη (μετασταθή) κατάσταση, αντίστοιχα. Η συνολική ενέργεια που απελευθερώνεται κατά τη μετάβαση από {{SimpleNuclide2|Beryllium|7}} σε ευσταθές {{SimpleNuclide2|Lithium|7}} είναι περίπου 0,8862.862&nbsp;MeV, και σχεδόν όλη χάνονται στο νετρίνο εάν η αποσύνθεση οδηγήσει κατευθείαν στο ευσταθές λίθιο.

Τα τελευταία τρία στάδια αυτής της αλυσίδας συνεισφέρουν συνολικά 18,21&nbsp;MeV, αν και μεγάλο μέρος αυτής χάνεται και πάλι στο νετρίνο.

Η αλυσίδα p-p III είναι κυρίαρχη εάν η θερμοκρασία υπερβαίνει τα 23 εκ.εκατομμύρια βαθμούς Κέλβιν.

Η ενέργεια που απελευθερώνεται ως ακτίνες γάμμα θα αλληλεπιδρά με ηλεκτρόνια και πρωτόνια και θα θερμαίνει το εσωτερικό του Ήλιου. Επίσης, κινητική ενέργεια προϊόντων σύντηξης (π.χ. των δύο πρωτονίων και του ηλίου-4 από την αντίδραση p-p I) αυξάνει τη θερμοκρασία του πλάσματος στον Ήλιο. Αυτή η θέρμανση υποστηρίζει τον Ήλιο και τον εμποδίζει να [[Βαρυτική κατάρρευση|καταρρεύσει]] λόγω του ίδιου του βάρος του, όπως θα συνέβαινε αν ο Ήλιος κρυώσεικρυώνει.

|+Παραγωγή φωτεινότητας (ενέργειας ανά μονάδα χρόνου) στον Ήλιο

! Ποσοστό (%) παραγόμενου ηλίου-4

! Ποσοστό (%) απώλειας λόγω παραγωγής νετρίνων

! Σχετική ποσότητα (%) ενέργειας που χάθηκε

! Σχετική ποσότητα (%) φωτεινότητας που παράγεται

! Ποσοστό (%) συνολικής φωτεινότητας

[[Δευτέριο|Το δευτέριο]] μπορεί επίσης να παραχθεί από την ιδιαίτερα σπάνιας αντίδραση pep (πρωτονίου-ηλεκτρονίου-πρωτονίου) ( δέσμευση ηλεκτρονίων ):