Can you summarize the following document?
        
  第一個步驟是兩個氫原子核H(質子)融合成為氘,一個質子經由釋放出一個 e和一箇中微子成為中子。  在這個階段中釋放出的中微子帶有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10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。  在這之後,氘先和另一個氫原子融合成較輕的氦同位素,He:  然後有三種可能的路徑來形成氦的同位素He。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。

  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He。

  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Be(e,ν)Li*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)。

  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)。

  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互動作用,而且不會支援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。

  氘也能經由罕見的pep(質子-電子-質子)反應(電子捕獲)產生: 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互動作用,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。
質子-質子鏈反應是恆星內部將氫融合成氦的幾種核融合反應中的一種,另一種主要的反應是碳氮氧迴圈。質子-質子鏈反應在太陽或更小的恆星上佔有主導的地位。