Протонско-протонски ланец

Протонско-протонски ланец или п-п-ланец — една од двете реакции на јадрено соединување со кои ѕвездите го претвораат водородот во хелиум. Преовладува кај ѕвездите со маса помала или еднаква на Сончевата,^[2] CNO-циклусот (другата реакција) се смета дека преовладува кај ѕвездите со повеќе од 1,3 Сончеви маси.^[3]

Протонско-протонското соединување начелно се случува само доколку кинетичка енергија (температура) на протоните е доволно висока за да го совлада заемното електростатично одбивање.^[4]

Во Сонцето, настаните што произведуваат деутерон се ретки. Дипротоните се многу почест исход од протонско-протонските реакции во ѕвездата, а дипротоните речиси веднаш се рапаѓаа на два протона. Бидејќи претворањето на водород во хелиум е бавно, се смета дека целосното претворање на водородот во јадрото на Сонцето трае преку 10 милијарди години.^[5]

Иако понекогаш се нарекува „протонско-протонска верижна реакција“, ова не е верижна реакција во нормална смисла на поимот. Кај највеќето јадрени реакции, верижната реакција дава производ како неутрони кои се лачат при цепење, што набргу предизвикува друга таква реакција. Протонско-протонскиот ланец, како распаден ланец, претставува низа од реакции. Производот од една реакција е почетен материјал за следната реакција. Има два главни ланци што водат од водород до хелиум во Сонцето. Еден ланец има пет реакции, а другиот има шест.

Историја на теоријата

Теоријата дека протонско-протонските ракции се главниот принцип на согорување во ѕвездите ја вовел англискиот астроном Артур Едингтон во 1920-тите. Во тоа време Сончевата температура се сметала за премногу ниска за да може да ја надмине Кулоновата пречка. Со развојот на квантната механика, откриено дека тунелирањето на брановите функции на протоните низ одбивната пречка овозможува соединување на пониски температури отколку што предвидува класичната физика.

Во 1939 г. германско-американскиот физичар Ханс Бете се обидел да ја пресмета стапката на разни реакции во ѕвездите. Почнувајќи од здружувањето на два протона, што дава деутериумско јадро и позитрон, тој на пронашол гранката II на протонско-протонската реакција. Но тој не ја зел предвид реакцијата на две јадра на 3
He (гранка I), за која денес се знае дека е важна.^[6] За оваа работа на полето на ѕвездената нуклеосинтеза тој ја добил Нобеловата награда за физика во 1967 г.

Протонско-протонскиот ланец

Првиот чекор во сите три гранки е соединувањето на два протона во деутерон. Како што се соединуваат, еден од протоните претрпува β⁺-распад, претворајќи се во неутрон со излачување на позитрон и електронско неутрино^[7] (иако мало количество на деутериумски јадра се произведува во ПЕП-реакцијата подолу):

p

+

p

→

2
1D

+

e+

+

ν e

+

0,42 MeV

Позитронот ќе се анихилира со електрон од неговата околина во гама-зрака. Вклучувајќи ја оваа анихилација и енергијата на неутриното, нето-реакцијата

p

+

p

+
e−
→ 2
1D

+

ν e

+

1,442 MeV

(која е иста како ПЕП-реакцијата) има Q-вредност (ослободена енергија) од 1,442 MeV:^[7] Релативните количества на енергија кои одат во неутриното и другите производи се променливи.

Оваа реакција на ограничување на стапката е крајно бавна бидејќи е предизвикана од слабата јадрена сила. Просечниот протон во јадрото на Сонцето чека 9 милијарди години пред успешно да се врзе со друг протон. Мерењето на пресекот на оваа реакција по опитен пат е невозможно бидејќи истиот е толку мал^[8] но сепак може да се пресмета теоретски.^[1]

Откако ќе се образува, деутеронот произведен во првата фаза може да се соедини со друг протон за да го произведе стабилниот лесен изотоп на хелиумот, 3
He
:

2
1D

+

1
1H

→

3
2He

+

γ

+

5,493 MeV

Овој процес, посредуван од силната јадрена сила наместо слабата, е крајно брз во споредба со првиот чекор. Се проценува дека во условите на Сончевото јадро, секое новосоздадено дуетеримско јадро опстанува само една секунда пред да се претвори во хелиум-3.^[1]

Во Сонцето, секое јадро на хелиум-3 произведен во овие реакции трае само 400 години пред да се претвори во хелиум-4.^[9] Штом ќе се произведе хелиумот-3, постојат четири можни патеки за добивање на 4
He
. Во п-п I, хелиумот-4 се добива со соединување на две јадра на хелиум-3 nuclei; гранките п-п II и п-п III соединуваат 3
He
со постоечки 4
He
образувајќи берилиум-7, кој понатаму претрпува други реакции и дава две јадра на хелиум-4.

Околу 99 % од Сончевата енергија доаѓа од разни п-п-ланци, а останатиот 1 % е од CNO-циклусот. Според еден модел на Сонцето, 83,3 % од 4
He
добиен со измените во п-п-гранките се произведува преку гранката I, додека п-п II дава 16,68 % и п-п III 0,02 %.^[1] Бидејќи половината неутрина произведени во гранките II и III настануваат во првиот чекор (синтеза на деутерин), само 8,35 % од неутрината доаѓаат од подоцнежните чекори (подолу), а 91,65 % се добиени со деутеронска синтеза. Меѓутоа, друг Сончев модел од истото време дава само 7,14 % од неутрината од подоцнежните чекори и 92,86 % од синтезата на деутериумските јадра.^[10] Разликата се должи до малку поинаквите појдовни претпоставки за составот и металичноста на Сонцето.

Постои и крајно ретка гранка п-п IV. Може да се јават и други уште поретки реакции. Стапката на овие реакции е многу бавна поради многу малите пресеци, или бидејќи бројот на честички во реакцијата е толку мал што реакциите што би се случиле се статистички незначајни.

Севкупната реакција гласи:

41 H + + 2 e - \to 4 He 2+ + 2 ν e

ослободувајќи 26,73 MeV енергија, од кои еден дел се губи во неутрина.

Гранка п-п I

3
2He

+

3
2He

→

4
2He

+

2 1
1H

+

12,859 MeV

Целиот ланец ослободува нето-енергија од 26,732 MeV^[11] но 2,2 % од оваа енергија (0,59 MeV) се губи во неутроните што се произведуваат.^[12] Гранката п-п I преовладува на температури од 10 до 18 MK.^[13] Под 10 MK, п-п-ланецот се одвива со бавно, што води до мал број на произведени 4
He
.^[14]

Гранка п-п II

3 2He	+	4 2He	→	7 4Be	+	$γ$	+	1,59 MeV
7 4Be	+	e−	→	7 3Li	+	$ν e$	+	0,861 MeV	/	0,383 MeV
7 3Li	+	1 1H	→	2 4 2He			+	17,35 MeV

Гранката п-п II преовладува на температури од 18 до 25 MK.^[13]

Енергиите во втората реакција погоре се енергии на неутрината произведени од реакцијата. 90 % од неутирната произведени во реакцијата 7
Be
во 7
Li
носат енергија 0,861 MeV, а останатите 10 % носат 0,383 MeV. Разликата е во тоа дали добиениот литиум-7 е во основна или возбудена (метастабилна) состојба. Вкупната ослободена енергија која оди од 7
Be до стабилниот 7
Li изнесува 0,862 MeV, и речиси сета се губи во неутриното ако распадот оди право во стабилниот литиум.

Гранка п-п III

3 2He	+	4 2He	→	7 4Be	+	$γ$			+	1,59 MeV
7 4Be	+	1 1H	→	8 5B	+	$γ$
8 5B			→	8 4Be	+	e+	+	ν e
8 4Be			→	2 4 2He

Последните три фази од овој ланец, како и позитронската анихилација, даваат вкупно 18,209 MeV, иако доста голем дел се губи во неутриното.

Ланецот п-п III преовладува ако температурата надминува 25 MK.^[13]

Овој ланец не е главен извор на енергија во Сонцето, но има многу важна улога во проблемот со Сончевите неутрина бидејќи создава неутрина со многу висока енергија (до 14,06 MeV).

Гранка п-п IV

Оваа реакција е теоретски предвидена, но никогаш не е забележана поради нејзината реткост (0,00003 % во Сонцето). Во оваа реакција, хелиумот-3 непосредно зафаќа протон и дава хелиум-4, со уште повисока можна енергија на неутриното (до 18,8 MeV

3
2He

+

1
1H

→

4
2He

+

e+

+

ν e

Масено-енергетската зависност дава 19,795 MeV за енергијата ослободена со оваа реакција, како анихилацијата што следи, од што дел се губи во неутриното.

Ослободување на енергија

Ако ја споредиме масата на конечниот атом на хелиум-4 со масите на четирите протони добиваме дека се губи 0,7 % од масата на првичните протони. Оваа маса се претвора во енергија, во облик на кинетичка енергија на добиените честички, гама-зраци и неутрина ослободени во текот на секоја поединечна реакција. Еден цел ланец дава вкупно 26,73 MeV енергија.

Енергијата ослободена како гама=-зраци содејствуива со електрони и протони, што ја загрева внатрешноста на Сонцето. Исто така, кинетичката енергија на производите од соединување (на пр. на двата протона и 4
2He
од п-п I-реакцијата) додава енергија во плазмата на Сонцето. Ова загревање го држи Сончевото јадро врело и спречува негов колапс под сопствената тежина, што би се случило ако Сонцето се разлади.

Неутриното немаат значајно содејство со материјата и затоа не ја загреваат внатрешноста, па така го чуваат Сонцето од гравитациски колапс. Нивната енергија се губи: неутрината во ланците п-п I, п-п II и п-п III одведуваат 2,0 %, 4,0 % и 28,3 % од енергијата на тие реакции.^[15]

ПЕП-реакција

Деутерон може да се произведе и со ретката ПЕП (протонско–елекетронско–протонска) реакција (електронски зафат):

1
1H

+

e−

+

1
1H

→

2
1D+

+

ν e

Во Сонцето, честотниот сооднос на ПЕП-реакцијата наспроти п-п-реакцијата изнесува 1:400. Меѓутоа, неутрината ослободени со ПЕП-реакцијата се многу поенергични: неутроните од првиот чекор на п-п-реакцијата имаат енергија до 0,42 MeV, ПЕП-реакцијата дава неутрони на остра енергетска линија од 1,44 MeV. Сончеви неутрина од оваа реакција се пронајдени од соработниот потфат „Борексино“ во 2012 г.^[16]

ПЕП и п-п-реакциите може да се сметаат за две различни Фајнманови претстави на истото основно заемодејство, каде електронот минува од десната страна на реакцијата како позитрон. Ова се гледа од низносот на протонско-протонски и елетронскозафатни реакции во ѕвездата, изложени на мрежното место NDM'06.^[17]

Поврзано

Наводи

↑ ^1,0 ^1,1 ^1,2 ^1,3 Adelberger, Eric G.; и др. (12 април 2011). „Solar fusion cross sections. II. The pp chain and CNO cycles“. Reviews of Modern Physics. 83 (1): 201. arXiv:1004.2318. Bibcode:2011RvMP...83..195A. doi:10.1103/RevModPhys.83.195. S2CID 119117147.
↑ „The Proton–Proton Chain“. Astronomy 162: Stars, Galaxies, and Cosmology. Архивирано од изворникот на 20 јуни 2016. Посетено на 30 јули 2018.
↑ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. John Wiley and Sons. стр. 119–121. ISBN 0-470-09220-3.
↑ Ishfaq Ahmad, The Nucleus, 1: 42, 59, (1971), The Proton type-nuclear fission reaction.
↑ Kenneth S. Krane, Introductory Nuclear Physics, Wiley, 1987, p. 537.
↑ Hans Bethe (1 март 1939). „Energy Production in Stars“. Physical Review. 55 (5): 434–456. Bibcode:1939PhRv...55..434B. doi:10.1103/PhysRev.55.434.
↑ ^7,0 ^7,1 Iliadis, Christian (2007). Nuclear Physics of Stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 9783527406029. OCLC 85897502.
↑ Phillips, Anthony C. (1999). The Physics of Stars (2. изд.). Chichester: John Wiley. ISBN 0471987972. OCLC 40948449.
↑ Ова време и сите други времиња се преземени од: Byrne, J. Neutrons, Nuclei, and Matter, Dover Publications, Mineola, NY, 2011, ISBN 0486482383, p 8.
↑ Aldo Serenelli; и др. (ноември 2009). „New Solar Composition: The Problem With Solar Models Revisited“. The Astrophysical Journal Letters. 705 (2): L123–L127. arXiv:0909.2668. Bibcode:2009ApJ...705L.123S. doi:10.1088/0004-637X/705/2/L123. S2CID 14323767. Calculated from model AGSS09 in Table 3.
↑ LeBlanc, Francis. An Introduction to Stellar Astrophysics.
↑ Burbidge, E.; Burbidge, G.; Fowler, William; Hoyle, F. (1 октомри 1957). „Synthesis of the Elements in Stars“ (PDF). Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547–650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547. Проверете ги датумските вредности во: |date= (help)
↑ ^13,0 ^13,1 ^13,2 Iliadis, Christian (2015). Nuclear physics of stars (2., преработено и проширено изд. изд.). Weinheim, Germany. ISBN 978-3-527-33649-4. OCLC 908071061.
↑ Adelberger, E. G.; и др. (2010). „Solar fusion cross sections. II. Theppchain and CNO cycles“. Reviews of Modern Physics. 83: 195–245. arXiv:1004.2318. doi:10.1103/RevModPhys.83.195. S2CID 119117147.
↑ Claus E. Rolfs and William S. Rodney, Cauldrons in the Cosmos, The University of Chicago Press, 1988, p. 354.
↑ Bellini, G.; и др. (2 февруари 2012). „First Evidence of pep Solar Neutrinos by Direct Detection in Borexino“. Physical Review Letters. 108 (5): 051302. arXiv:1110.3230. Bibcode:2012PhRvL.108e1302B. doi:10.1103/PhysRevLett.108.051302. PMID 22400925. S2CID 118444784.
↑ Int'l Conference on Neutrino and Dark Matter, 7 септември 2006, Session 14.