Niz proton – proton ili p-p niz je jedna od reakcija nuklearne fuzije, kojim zvijezde pretvaraju vodik u helij, za razliku od niza ugljik – dušik – kisik (CNO niz). p-p niz prevladava kod zvijezdi veličine našeg Sunca ili manjih.

p-p niz se može pojaviti samo ako je temperatura (kinetička energija) protona dovoljno velika da prevlada Coulombovu barijeru, da svlada elektrostatičke sile između istih naboja protona.^[1] Prvi koji je zagovarao tu teoriju je bio Arthur Stanley Eddington 1920-tih godina. U to vrijeme se vjerovalo da je temperatura Sunca preniska da svlada Coulombovu barijeru. Nakon razvoja kvantne mehanike, došlo je do otkrića tunel efekta, a to je pojava kada elementarna čestica može svladati moguću barijeru, čak i kada je njena energija niža od energije barijere. Prema klasičnoj fizici to je nemoguće, ali prema zakonima kvantne mehanike, moguće je.

Čak i tada, bilo je nejasno kako nuklearna fuzija po nizu proton – proton se odvija, budući da najvjerovatniji proizvod, helij-2, je nestabilan i gotovo istovremeno se vraća u par protona. 1939., Hans Albrecht Bethe je predložio da jedan od protona može doživjeti beta-raspad u neutron, preko slabe nuklearne sile, za vrijeme kratkog trenutka fuzije, stvarajući deuterij u početku niza.^[2] Ideja je bila dio kako se odvija nukleosinteza zvijezda i za to je Bethe dobio Nobelovu nagradu za fiziku.

Na Suncu, samo dobivanje deuterija je toliko sporo da je za to potrebno oko 10 milijardi godina. Kako je Sunce staro oko 5 milijardi godina, znači da smo tek na pola puta da se potroši sav vodik sa Sunca. ^[3]

Prvi korak uključuje nuklearnu fuziju dvije jezgre vodika H-1 (proton) u H-2 (deuterij), čime se oslobađa pozitron i neutrino, te se jedan proton mijenja u neutron:

₁¹H + ₁¹H -> ₁²D + e^- + v_e + 0,42MeV

Ovaj prvi korak se odvija izuzetno sporo, i zato što protoni trebaju da prođu tunel efekt da bi svladali Coulombovu barijeru i zato što ovisi o slaboj nuklearnoj sili. Pozitron se trenutno poništava sa elektronom (čestica – antičestica) i višak mase nose u obliku energije dva fotona gama-čestica:

e^- + e⁺ -> 2y + 1,02 MeV

Nakon toga, deuterij koji se dobio u prvom koraku, spaja se sa drugim protonom (jezgra vodika) da bi se dobio lagani izotop helija-3:

₁²D + ₁¹H -> ₂³He + y + 5,49 MeV

Nakon toga moguća su tri verzije puta da bi se dobio helij-4. Kod prvog puta ili p-p I niza, helij-4 dolazi preko spajanja dvije jezgre helija-3, kod drugog i trećeg puta ili p-p II niza i p-p III niza, spaja se jezgra helija-3 sa već stvorenom jezgrom helija-4 da se dobije berilij. Na Suncu, p-p I niz se odvija 86 %, p-p II niz se odvija 14 %, te p-p III niz se odvija 0,11 %, postoji i četrti put, koji je izuzetno rijedak - p-p IV niz..

Cijeli p-p I niz daje čisto 26,7 MeV energije. p-p I niz prevladava kod temperature od 10 000 000 – 14 000 000 K. Ispod 10 000 000 K, p-p niz stvara izuzetno malo energije.

₂³He + ₂³He -> ₂⁴He + ₁¹H + 12,86 MeV

₂³He + ₂⁴He -> ₄⁷Be + y

₄⁷Be + e^- -> ₃⁷Li + v_e + 0,861 MeV / 0,383 MeV

₃⁷Li + ₁¹H -> 2 x ₂⁴He

p-p II niz prevladava kod temperature od 14 000 000 – 23 000 000 K. 90 % neutrina se dobiva u reakciji ⁷Be(e^-, v_e)⁷ Li* i nosi energiju 0.861 MeV, dok preostalih 10 % stvara 0,383 MeV (ovisi da li je litij-7 u osnovnom ili pobuđenom stanju)

₂³He + ₂⁴He -> ₄⁷Be + y

₄⁷Be + ₁¹H -> ₅⁸B + y

₅⁸B -> ₄⁸Be + e⁺ + v_e + y

₄⁸Be -> 2 x ₂⁴He

p-p III niz prevladava kod temperature iznad 23 000 000 K. Iako ovaj put nije znatno zastupljen (samo 0,11 %), ali stvara visokoenergetske neutrino, do 14,06 MeV.

Ovaj put je teoretski predviđen, ali nikad nije snimljen zbog svoje rijetkosti (oko 0,3 dijela na milijun). U toj reakciji, helij-3 reagira direktno sa protonom, da bi se dobilo helij-4, i dobije neutrino sa još većom energijom, do 18,8 MeV.

₂³He + ₁¹H -> ₂⁴He + e⁺ + v_e + 18,8 MeV

Ako usporedimo masu dobivenog helija-4 sa masama 4 ulazna protona, dobije se da je 0,7 % početne mase izgubljeno. Ta se masa pretvara u energiju, u obliku gama-čestica i neutrina. Ukupna dobivena energija cijelog niza je 26,73 MeV. Samo energija gama-čestica će reagirati sa elektronima i grijati će unutrašnjost Sunca. Ta toplina omogućuje da se Sunce ne uruši zbog vlastite težine.

Neutrina ne reagiraju značajno sa plazmom i ne pomažu održavati Sunce protiv gravitacijskog urušavanja. Neutrina u p-p I nizu, p-p II nizu i p-p III nizu odnose 2 %, 4 % i 28,3 % energije dalje od Sunca. ^[4]

Deuterij može stvoriti i vrlo rijetki proton – elektron – proton niz (skupljanje elektrona):

₁¹H + e^- + ₁¹H -> ₁²D + v_e

Na Suncu, odnos učestalosti p-e-p niza i normalnog p-p niza je 1 : 400. Ipak, energija neutrina je dosta različita, dok u prvom koraku p-p niza neutrino ima energiju 0,42 MeV, u p-e-p nizu ima 1,44 MeV.