Proton-proton cykel

Proton-proton cykel  - en uppsättning termonukleära reaktioner , under vilka väte omvandlas till helium i stjärnor som ligger på den huvudsakliga stjärnsekvensen ; huvudalternativet till CNO-cykeln . Proton-protoncykeln dominerar i stjärnor med en massa i storleksordningen av solens massa eller mindre [1] [2] , den står för upp till 98 % av den frigjorda energin [3] .

Cykeln delas vanligtvis in i tre huvudkedjor: ppI , ppII , ppIII . Endast de två första ger ett betydande bidrag till energifrisättningen. De återstående omvandlingarna är signifikanta endast när man räknar antalet högenergineutriner.

Produkter från proton-protoncykeln

Slutprodukten av ppI- kedjan , som dominerar vid temperaturer från 10 till 14 miljoner grader, är heliumatomens kärna, ett resultat av sammansmältningen av fyra protoner med frigörande av energi motsvarande 0,7 % av massan av dessa protoner. Cykeln innehåller tre steg. Initialt smälter två protoner, som har tillräckligt med energi för att övervinna Coulomb-barriären , för att bilda en deuteron , en positron och en elektronneutrino ; sedan smälter deuteronen samman med protonen och bildar en 3 He -kärna ; slutligen smälter de två kärnorna i en helium-3- atom samman för att bilda kärnan av en helium-4-atom . Detta frigör två protoner.

De andra två kedjorna ( ppII och ppIII ) bidrar till cykeln vid högre temperaturer än ppI . På solen sker cirka 85 % av väte-till-helium-4-fusionerna via pPI .

Tiden efter vilken solen kommer att förbruka sitt " bränsle " i kärnan och denna reaktion kommer att upphöra där uppskattas till 6 miljarder år. Solens vidare utveckling är förknippad med komprimeringen av kärnan, där kärnförbränningen av helium kommer att börja och fortsättningen av förbränningen av väte i ett sfäriskt skal runt kärnan.

pp-reaktion

Fusionsreaktionen av två protoner sker i två steg. Först bildar två protoner en diproton ( ):

En diproton sönderfaller nästan omedelbart tillbaka till två protoner ( protonsönderfall ), men i ett extremt sällsynt fall lyckas den uppleva beta + sönderfall och förvandlas till en deuteron ( deuteriumkärna ) [ 7] :

Således är den allmänna formeln för reaktionen:

pep reaktion

I vissa fall (på solen 0,25%, eller i en reaktion av 400), sker sammansmältningen av protoner till en deuteriumkärna inte med emission av en positron, utan med absorption av en elektron. Denna sammansmältning av två protoner och en elektron kallas pep-reaktionen (över partiklar i initialtillståndet); den avger en monoenergetisk neutrino med en energi på 1,44 MeV , frigörs under elektroninfångning.

Den allmänna formeln är elektroninfångning , och elektroninfångning sker inuti en diproton tills den sönderfaller.

hep-reaktion

Vanligtvis reagerar helium-3-kärnan, som bildas i den andra reaktionen av pp-cykeln efter sammansmältningen av en deuteron och en proton, med en annan 3 He-kärna (ppI-gren, 85 % under solförhållanden) eller 4 He (ppII och ppIII-grenar, cirka 15 % totalt på solen). I mycket sällsynta fall (10 −5 % på solen) 3 fångar han en proton för att bilda en helium-4 kärna, en positron och en elektronneutrino. Denna så kallade hep-reaktion (namngiven från He+p) är sällsynt, eftersom den sker genom den svaga kraften  — en av de tre protonerna som finns i initialtillståndet måste bli en neutron — medan de konkurrerande reaktionerna 3 He+ 3 He och 3 He+ 4 Han, trots den högre Coulomb-barriären , är inte associerad med en förändring i laddningen av nukleoner.

Se även

Anteckningar

  1. ↑ 12.1 Processer på solen. 12 Nuclear Reactions in the Sun and in Stars Arkiverade 14 juli 2015 på Wayback Machine / L. I. Sarycheva. INTRODUKTION TILL MIKROVÄRLDENS FYSIK - PARTIKLAR OCH KÄRNFYSIK, ISBN 978-5-397-02675-8 , föreläsningskurs vid den astronomiska avdelningen vid Fysiska fakulteten vid Moskvas statliga universitet: "PP-cykeln är avgörande för solen .”
  2. ↑ The Solar Interior Arkiverad 29 mars 2019 på Wayback Machine / Solar Physics, Marshall Space Flight Center, NASA  : " I stjärnor som solen ... trestegsprocess som kallas proton-proton eller pp-kedjan "
  3. ↑ Loveland, WD, Morrissey, DJ och Seaborg, GT (2005) 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics Arkiverad 5 mars 2016 på Wayback Machine / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons, ISBN 978-0-471- 11532-8 DOI: 10.1002/0471768626.ch12 ,  (engelska) sida 29: "I vår sol kommer 98% av energin från pp-kedjan och endast 2% från CNO-cykeln."
  4. ↑ Loveland, W.D., Morrissey, DJ och Seaborg, GT (2005) 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics Arkiverad 5 mars 2016 på Wayback Machine /Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/ 61627.7 .  (eng.) sida 24 "12.6.2 Väteförbränning " "p + p → d + e+ +νe Q = 0,42 MeV "
  5. ↑ Loveland, W.D., Morrissey, DJ och Seaborg, GT (2005) 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics Arkiverad 5 mars 2016 på Wayback Machine /Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/ 61627.7 .  (engelska) sidan 24 "Nästa reaktion i sekvensen är d + p →3He + γ Q = 5,49 MeV."
  6. ↑ Loveland, W.D., Morrissey, DJ och Seaborg, GT (2005) 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics Arkiverad 5 mars 2016 på Wayback Machine /Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/ 61627.7 .  (engelska) sida 24 "I ~ 86% av fallen är reaktionen 3He + 3He → 4He + 2p Q = 12,96 MeV"
  7. ↑ Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution Arkiverad 2 mars 2018 på Wayback Machine , 2004, ISBN 978-0-387-20089-7 : "The Proton-Proton Reaction": "Detta är avgörande men som det visar sig , osannolik reaktion kräver att två protoner bildar ett kopplat system ("diprotonen") medan de blinkar förbi varandra och i praktiskt taget samma ögonblick måste en av dessa protoner genomgå ett svagt sönderfall"

Litteratur

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk