左上の反応では2個の陽子(赤)が反応し、陽電子(白)とニュートリノ(ν)を放出後、陽子と中性子(灰色)からなる重水素が形成される。次の反応では重水素と陽子が結合し、ガンマ線(γ)を放出してヘリウム3が生成する。最後の反応では2個のヘリウム3が結合し、陽子を2個放出してヘリウム4に至る。電子は反応に寄与しないため、省略されている。reaction)とは恒星の内部で水素をヘリウムに変換する核融合反応の一種である。日本語ではppチェイン、pp連鎖反応などと呼ばれることが多い。CNOサイクルと並んで、恒星内で起こる水素の核融合反応の主要な過程であり、太陽と同程度かそれより質量の小さい恒星でのエネルギー生成の大半を担っている。この反応では水素原子核の合計質量の0.7%が質量とエネルギーの等価性によって熱量に転換される。一般に、2つの水素原子(陽子)の間に働くクーロン力に打ち勝って核融合反応が起こるためには大きなエネルギー(すなわち高い温度)と圧力(密度)を必要とする。恒星内部で陽子-陽子連鎖反応が完了するまでの平均的な時間尺度は109年のオーダーである。このように反応の進行がゆっくりとしているため、太陽や小質量星は長い時間にわたって輝くことができる。陽子-陽子連鎖反応が太陽や他の恒星のエネルギー生成の基本原理であることは1920年代にアーサー・エディントンによって提唱された。当時は、陽子がクーロン障壁を越えるためには太陽の温度は低過ぎると考えられていた。後に量子力学が発展すると、陽子の波動関数がトンネル効果によってクーロン障壁を越えることで、古典力学の予言より低い温度で陽子同士が融合できることが明らかとなった。{e}}}}}ここで放出されるニュートリノは最大で0.42MeVのエネルギーを持ち去る。この第1段階は陽子が中性子に変換される弱い相互作用に依存しているため、極めてゆっくりと進行する。実際、陽子-陽子連鎖反応の中ではこの段階が律速となっており、太陽のコアにおける平均反応時間は140億年である。陽電子はすぐに電子と対消滅し、両者の質量エネルギーは2個のガンマ線光子によって運び去られる。