Proton-protonový cyklus

Proton-protonový cyklus  - soubor termonukleárních reakcí , během kterých se vodík přeměňuje na helium ve hvězdách umístěných v hlavní hvězdné sekvenci ; hlavní alternativa cyklu CNO . Proton-protonový cyklus dominuje u hvězd s hmotností řádově hmotnosti Slunce nebo menší [1] [2] , tvoří až 98 % uvolněné energie [3] .

Cyklus se obvykle dělí na tři hlavní řetězce: ppI , ppII , ppIII . Pouze první dva významně přispívají k uvolňování energie. Zbývající transformace jsou významné pouze při přesném sčítání počtu vysokoenergetických neutrin.

Produkty proton-protonového cyklu

Konečným produktem řetězce ppI , který dominuje při teplotách od 10 do 14 milionů stupňů, je jádro atomu helia, které vzniká fúzí čtyř protonů s uvolněním energie odpovídající 0,7 % hmotnosti těchto protonů. Cyklus zahrnuje tři fáze. Zpočátku se dva protony, které mají dostatek energie k překonání Coulombovy bariéry , spojí a vytvoří deuteron , pozitron a elektronové neutrino ; pak deuteron splyne s protonem a vytvoří 3 He jádro ; nakonec se dvě jádra atomu helia-3 spojí a vytvoří jádro atomu helia-4 . Tím se uvolní dva protony.

Další dva řetězce ( ppII a ppIII ) přispívají k cyklu při vyšších teplotách než ppI . Na Slunci probíhá asi 85 % fúzí vodíku a hélia-4 prostřednictvím ppI .

Doba, po které Slunce spotřebuje své " palivo " v jádře a tato reakce se tam zastaví, se odhaduje na 6 miliard let. Další vývoj Slunce je spojen se stlačováním jádra, kde začne jaderné spalování helia a pokračování spalování vodíku v kulovitém obalu kolem jádra.

pp-reaction

Fúzní reakce dvou protonů probíhá ve dvou fázích. Nejprve dva protony vytvoří diproton ( ):

Diproton se téměř okamžitě rozpadne zpět na dva protony ( rozpad protonu ), avšak v extrémně vzácném případě se mu podaří zažít beta + rozpad a přemění se v deuteron ( jádro deuterium ) [7] :

Obecný vzorec reakce je tedy:

pep reakce

V některých případech (na Slunci 0,25 %, nebo v jedné reakci ze 400) k fúzi protonů v jádro deuteria nedochází při emisi pozitronu, ale při absorpci elektronu. Tato fúze dvou protonů a elektronu se nazývá pep reakce (nad částicemi v počátečním stavu); emituje monoenergetické neutrino o energii 1,44 MeV , uvolněné při záchytu elektronů.

Obecný vzorec je záchyt elektronů a záchyt elektronů nastává uvnitř diprotonu , dokud se nerozpadne.

hep-reaction

Obvykle jádro hélia-3, které vzniklo v druhé reakci pp-cyklu po fúzi deuteronu a protonu, reaguje s dalším jádrem 3 He (větev ppI, 85 % za slunečních podmínek) nebo 4 He (ppII a ppIII větví, celkem asi 15 % na Slunci). Ve velmi vzácných případech (10 −5 % na Slunci) 3 He zachycuje proton za vzniku jádra helia-4, pozitronu a elektronového neutrina. Tato takzvaná hep reakce (pojmenovaná z He+p) je vzácná, protože k ní dochází prostřednictvím slabé síly  — jeden ze tří protonů přítomných v počátečním stavu se musí stát neutronem — zatímco konkurenční reakce 3 He+ 3 He a 3 He+ 4 On, navzdory vyšší Coulombově bariéře , není spojen se změnou náboje nukleonů.

Viz také

Poznámky

  1. ↑ 12.1 Procesy na Slunci. 12 Nuclear Reactions in the Sun and in Stars Archived 14. července 2015 na Wayback Machine / L. I. Sarycheva. ÚVOD DO FYZIKY MIKROSVĚTA - ČÁSTICE A JADERNÁ FYZIKA, ISBN 978-5-397-02675-8 , přednáškový kurz astronomické katedry Fyzikální fakulty Moskevské státní univerzity: „Pro Slunce je rozhodující cyklus pp. .“
  2. ↑ The Solar Interior Archived 29. března 2019 na Wayback Machine / Solar Physics, Marshall Space Flight Center, NASA  : „ Ve hvězdách jako Slunce... třístupňový proces nazývaný proton-protonový nebo pp řetězec “
  3. ↑ Loveland, WD, Morrissey, DJ a Seaborg, GT (2005) 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics Archived 5. března 2016 na Wayback Machine / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons, ISBN 978-0-471- 11532-8 DOI: 10.1002/0471768626.ch12 ,  (anglicky) strana 29: "Na našem slunci pochází 98 % energie z řetězce pp a pouze 2 % z cyklu CNO."
  4. ↑ Loveland, W.D., Morrissey, DJ a Seaborg, GT (2005) 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics Archived 5. března 2016 na Wayback Machine / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/ 047.ch10.1002 / 047 .  (eng.) strana 24 "12.6.2 Spalování vodíkem " "p + p → d + e+ +νe Q = 0,42 MeV "
  5. ↑ Loveland, W.D., Morrissey, DJ a Seaborg, GT (2005) 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics Archived 5. března 2016 na Wayback Machine / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/ 047.ch10.1002 / 047 .  (anglicky) strana 24 "Další reakce v pořadí je d + p →3He + γ Q = 5,49 MeV."
  6. ↑ Loveland, W.D., Morrissey, DJ a Seaborg, GT (2005) 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics Archived 5. března 2016 na Wayback Machine / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/ 047.ch10.1002 / 047 .  (anglicky) strana 24 "V ~ 86 % případů je reakce 3He + 3He → 4He + 2p Q = 12,96 MeV"
  7. ↑ Stellar Interiors: Physical Principles, Structure and Evolution Archived 2. března 2018 na Wayback Machine , 2004, ISBN 978-0-387-20089-7 : „Proton-Proton Reaction“: „To je zásadní, ale jak se ukázalo nepravděpodobná reakce vyžaduje, aby dva protony vytvořily spřažený systém ("diproton"), zatímco kolem sebe problikávají a prakticky ve stejném okamžiku musí jeden z těchto protonů podstoupit slabý rozpad"

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie