Chaîne proton-proton

La première étape est la fusion de deux protons 1
1H (premier isotope des noyaux d'hydrogène) en deutérium ²D, avec émission d'un positron et d'un neutrino électronique, l'un des protons étant changé en neutron (désintégration β⁺).

Surmonter la répulsion électrostatique (barrière coulombienne) entre les deux noyaux d'hydrogène exige que les noyaux initiaux aient une grande quantité d'énergie, ce qui explique pourquoi la réaction a besoin de hautes températures pour pouvoir se produire, et de plus il faut qu'il y ait une interaction faible durant l'instant du contact entre les deux protons, transformant l'un d'eux en neutron, sinon ils se séparent. Ceci explique la lenteur de la première étape, qui est liée à la très faible intensité de l'interaction faible, et explique pourquoi le soleil ne consume pas tout son combustible rapidement. Le positron s'annihile immédiatement avec l'un des électrons d'un atome d'hydrogène et leur masse-énergie est évacuée sous forme de deux photons gamma.

(1)	1 1H	+  1 1H		⟶  2 1D	+  e+	+  νe	+  0,42 MeV	(interaction pp) ;
(2)	e+	+  e–		⟶  2 γ			+  1,022 MeV ;
(1+2)	1 1H	+  1 1H	+  e–	⟶  2 1D	+  νe		+  1,442 MeV	(interaction pep).

Après ceci, le deutérium produit lors de la première étape peut fusionner avec un nouveau noyau d'hydrogène par capture de proton pour produire un isotope de l'hélium ³He :

2 1D

+

1 1H

⟶

3 2He

+

γ

+

5,493 MeV.

En général, la fusion proton-proton ne peut avoir lieu que si la température (l'énergie) des protons excède quelques millions de kelvins pour pouvoir surmonter leur répulsion coulombienne mutuelle. C'est la différence avec les naines brunes qui peuvent uniquement fusionner du deutérium, car la section efficace de la réaction D-D est plus importante que celle de la réaction p-p.

Les fusions qui interviennent dans la branche PP1, incluant celles de l’hydrogène et celles de l'hélium.

Finalement, après des millions d'années où l'hélium ³He n'existe que comme résultat de réaction, il parvient à une quantité suffisante^[Combien ?] pour commencer sa propre réaction de fusion. Les nouvelles réactions impliquent alors ces noyaux ainsi que ceux de nouveaux éléments qui en sont eux-mêmes issus. Elles se poursuivent selon trois branches de réactions modélisées appelées PP1, PP2 et PP3. La première est nécessaire aux deux autres pour sa production d'hélium ⁴He^{[réf. nécessaire]}.

Chacune de ces sous-chaînes est prédominante pour une gamme de température spécifique (température elle-même entretenue et limitée par la puissance des réactions^{[réf. nécessaire]}) du cœur de l'étoile. Par exemple, la barrière coulombienne du noyau de lithium ⁷Li envers un proton ¹H (leur fusion fait partie de la branche PP2) est franchissable à partir de quatorze millions de kelvins^{[réf. nécessaire]}, ce qui correspond à :

• la limite basse de la température à laquelle la sous-chaine PP2 prédomine ;
• la limite haute de la température à laquelle la sous-chaine PP1 prédomine.

La barrière coulombienne de chacun des noyaux impliqué dans la sous-chaîne est à prendre en compte^{[réf. nécessaire]}. Par exemple, pour la même chaîne PP2, celle d'un noyau d'hélium ³He envers un autre noyau d'hélium ⁴He doublement chargé.

L'énergie générée par l'ensemble de la chaine PP est fonction de la prédominance et de l'influence de chaque réaction avec les autres (certaines en alimentent d'autres réactions, avec leurs branches respectives). La nucléosynthèse suit une répartition similaire^{[réf. nécessaire]}.

La branche PP1 est dominante à des températures de 10–14 millions de kelvins. La réaction totale PP1, c'est-à-dire y incluant la fusion de l'hydrogène, comprend :

• la fusion de deux protons (réaction à considérer en double pour obtenir les deux noyaux d'hélium) ;
• la fusion d'un proton et du deutérium (réaction à considérer en double aussi, pour la même raison) ;
• et la fusion de deux noyaux d'hélium ³He en un noyau d'hélium ⁴He, avec l'émission de deux protons ¹H supplémentaires.

Elle produit alors, tous les quatre protons et deux électrons^{[réf. nécessaire]} initiaux, une quantité nette^{[C'est-à-dire ?]} d'énergie de 26,73 MeV = 2 × 1,442 MeV + 2 × 5,493 MeV + 12,859 MeV, dont 2,2 %, soit 0,59 MeV, est l'énergie moyenne des neutrinos.

La chaîne PP2 est dominante à des températures de l'ordre 14 à 23 millions de kelvins, elle modélise trois réactions de fusion :

• celle de l'hélium (un noyau ³He et un autre ⁴He) en béryllium ⁷Be, avec l'émission d'un rayon gamma γ ;
• celle du béryllium ⁷Be avec un électron e^– en lithium ⁷Li, avec l'émission d'un neutrino ν_e ;
• et celle du lithium ⁷Li avec un proton ¹H, formant deux noyaux d'hélium ⁴He.

La chaîne PP3 est dominante si la température excède 23 millions de kelvins, elle modélise quatre réactions :

• la fusion de l'hélium (la même que la première de la branche PP2) ;
• et celle du béryllium ⁷Be avec un proton, formant un noyau fissible de bore ⁸B, avec l'émission d'un rayon gamma γ ;
• la fission du bore ⁸B en noyau fissible de béryllium ⁸Be, avec l'émission d'un positron e⁺ et d'un neutrino ν_e ;
• et celle du béryllium ⁸Be en deux noyaux d'hélium ⁴He.

La chaîne proton-proton qui se produit dans le Soleil a, dans ses conditions propres (densité ; température ; quantité initiale de protons ¹H), une durée de vie initiale de sept milliards d'années^{[réf. nécessaire]}.

Influences mutuelles des branches PP1, PP2 et PP3, et ratios de leurs prévalences (en pourcentage) pour le cas d'une étoile de la température du Soleil.

La sous-chaîne PP3 n'est pas la source principale d'énergie dans le Soleil, car la température de son noyau approche les quinze millions de kelvins et la sous-chaîne PP3 est dominante si la température excède vingt-trois millions de kelvins. Cependant, elle est très importante pour le problème des neutrinos solaires car elle génère les neutrinos les plus énergétiques (la section efficace augmente avec l'énergie des neutrinos).

Le nombre de neutrinos détectés en provenance du Soleil est significativement en dessous de ce que les calculs théoriques prévoient pour la chaîne proton-proton, c'est le problème des neutrinos solaires : les relevés d'hélioséismologie, et en particulier les observations des ondes de pression dans le Soleil, ont indiqué que les pressions et les températures dans le Soleil sont très proches de celles attendues par la théorie, accréditant la bonne modélisation de la chaîne proton-proton.

Ceci a mené Jirō Maki (sv), Masami Nakagawa (ja) et Shōichi Sakata, inspirés des travaux de Bruno Pontecorvo, à croire que le problème des neutrinos solaires provient d'un comportement inattendu des neutrinos eux-mêmes après leur production ; cette hypothèse a par la suite été confirmée par la découverte du phénomène des oscillations du neutrino dans le détecteur Super-Kamiokande au Japon (qui était destiné notamment à observer la désintégration du proton), démontrant de fait que les trois saveurs de neutrinos ont des masses différentes, et donc au moins deux des trois ont une masse non nulle.