Proton -protonkjede - Proton–proton chain

fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Logaritme for den relative energiproduksjonen (ε) for proton-proton (PP), CNO og Triple-α fusjonsprosesser ved forskjellige temperaturer (T). Den stiplede linjen viser den kombinerte energiproduksjonen av PP- og CNO -prosessene i en stjerne. Ved solens kjernetemperatur på 15,5 millioner K er PP -prosessen dominerende. PPI -prosessen og CNO -prosessen er lik 20 MK.
Skjema for proton -proton gren I -reaksjonen

Det proton-proton-kjeden , også vanligvis referert til som p-p-kjeden , er en av to kjente sett av kjernefusjonsreaksjoner ved hvilke stjerner omdanner hydrogen til helium . Den dominerer i stjerner med masser mindre enn eller lik solens , mens CNO -syklusen , den andre kjente reaksjonen, foreslås av teoretiske modeller å dominere i stjerner med masser større enn omtrent 1,3 ganger solens.

Generelt kan proton -proton -fusjon bare oppstå hvis den kinetiske energien (dvs. temperaturen ) til protonene er høy nok til å overvinne deres gjensidige elektrostatiske frastøtning .

I solen er deuteriumproduserende hendelser sjeldne. Diprotoner er det mye mer vanlige resultatet av proton -protonreaksjoner i stjernen, og diprotoner forfaller nesten umiddelbart tilbake til to protoner. Siden omdannelsen av hydrogen til helium er treg, beregnes den fullstendige omdannelsen av hydrogenet som opprinnelig er i kjernen av Solen til å ta mer enn ti milliarder år.

Selv om det noen ganger kalles "proton -protonkjedereaksjonen", er det ikke en kjedereaksjon i normal forstand. I de fleste kjernefysiske reaksjoner betegner en kjedereaksjon en reaksjon som produserer et produkt, for eksempel nøytroner som avgis under fisjon , som raskt induserer en annen slik reaksjon. Proton -protonkjeden er, som en forfallskjede , en rekke reaksjoner. Produktet av en reaksjon er utgangsmaterialet for den neste reaksjonen. Det er to hovedkjeder som fører fra hydrogen til helium i solen. Den ene kjeden har fem reaksjoner, den andre kjeden har seks.

Teoriens historie

Teorien om at proton -protonreaksjoner er det grunnleggende prinsippet som Solen og andre stjerner brenner etter ble anbefalt av Arthur Eddington på 1920 -tallet. På den tiden ble temperaturen på solen ansett for å være for lav til å overvinne Coulomb -barrieren . Etter utviklingen av kvantemekanikk ble det oppdaget at tunnelering av bølgefunksjonene til protonene gjennom den frastøtende barrieren tillater fusjon ved en lavere temperatur enn den klassiske prediksjonen.

I 1939 forsøkte Hans Bethe å beregne frekvensen av forskjellige reaksjoner i stjerner. Begynnende med to protoner som kombinerte for å gi deuterium og et positron , fant han det vi nå kaller gren II av proton -protonkjeden. Men han vurderte ikke reaksjonen til to3
Han
kjerner (gren I) som vi nå vet er viktige. Dette var en del av arbeidet med stjernenukleosyntese som Bethe vant Nobelprisen i fysikk i 1967.

Proton -protonkjeden

Det første trinnet i alle grenene er sammensmelting av to protoner til deuterium . Når protonene smelter sammen, gjennomgår en av dem beta pluss forfall , og konverterer til et nøytron ved å avgi et positron og et elektronneutrino (selv om en liten mengde deuterium produseres av "pep" -reaksjonen, se nedenfor):

s  s →  2
1
D
+
e+
+
v
e
 

Den positron vil tilintetgjøre med et elektron fra omgivelsene inn i to gammastråler . Inkludert denne utslettelsen og energien til nøytrinoen, nettoreaksjonen

s  s +
e-
→ 2
1
D
+
v
e
 
1.442 MeV

(som er den samme som PEP -reaksjonen, se nedenfor) har en Q -verdi (frigjort energi ) på 1,442 MeV : De relative energimengdene som går til nøytrinoen og til de andre produktene er variable.

Dette er den hastighetsbegrensende reaksjonen og er ekstremt treg på grunn av at den ble initiert av den svake atomkraften . Den gjennomsnittlige protonen i Solens kjerne venter 9 milliarder år før den vellykkes med en annen proton . Det har ikke vært mulig å måle tverrsnittet av denne reaksjonen eksperimentelt fordi den er så lav, men den kan beregnes ut fra teori.

Etter at det er dannet, kan deuterium produsert i det første trinnet smelte sammen med et annet proton for å produsere lysisotopen til helium ,3
Han
:

2
1
D
 
1
1
H
 
→  3
2
Han
 

γ
 
5.493 MeV

Denne prosessen, formidlet av den sterke atomkraften i stedet for den svake kraften, er ekstremt rask i forhold til det første trinnet. Det anslås at under forholdene i solens kjerne, eksisterer hver nyopprettede deuterium-kjerne i bare omtrent ett sekund før den omdannes til helium-3.

I solen eksisterer hver helium-3-kjerne som produseres i disse reaksjonene i bare omtrent 400 år før den omdannes til helium-4. Når helium-3 er produsert, er det fire mulige veier å generere4
Han
. I p – p I produseres helium-4 ved å smelte to helium-3-kjerner; grenene p – p II og p – p III smelter sammen3
Han
med allerede eksisterende 4
Han
for å danne beryllium -7, som gjennomgår ytterligere reaksjoner for å produsere to helium -4 -kjerner.

Omtrent 99% av solens energiproduksjon kommer fra de forskjellige p -p -kjedene, mens de andre 1% kommer fra CNO -syklusen . Ifølge en modell av solen, 83,3 prosent av4
Han
produsert av de forskjellige p - p grenene produseres via gren I mens p - p II produserer 16,68 prosent og p – p III 0,02 prosent. Siden halvparten av nøytrinoene som produseres i grenene II og III produseres i det første trinnet (syntese av deuterium), kommer bare om lag 8,35 prosent av nøytrinoene fra de senere trinnene (se nedenfor), og omtrent 91,65 prosent er fra deuteriumsyntese. Imidlertid gir en annen solmodell fra omtrent samme tid bare 7,14 prosent av nøytrinoene fra de senere trinnene og 92,86 prosent fra syntesen av deuterium. Forskjellen skyldes tilsynelatende litt forskjellige forutsetninger om solens sammensetning og metallisitet .

Det er også den ekstremt sjeldne p -p IV -grenen. Andre enda sjeldnere reaksjoner kan forekomme. Frekvensen av disse reaksjonene er veldig lav på grunn av svært små tverrsnitt, eller fordi antallet reagerende partikler er så lavt at eventuelle reaksjoner som kan skje er statistisk ubetydelige.

Den generelle reaksjonen er:

4 1 H + + 2e -4 He 2+ + 2ν e

frigjør 26,73 MeV energi, hvorav noen går tapt for nøytrinoene.

P -p I -grenen

3
2
Han
 
3
2
Han
 
→  4
2
Han
 
1
1
H
 
12.859 MeV

Hele kjeden frigjør en nettoenergi på 26.732 MeV, men 2,2 prosent av denne energien (0,59 MeV) går tapt for nøytrinoene som produseres. P -p I -grenen er dominerende ved temperaturer på 10 til14  MK . Under10 MK , p -p -kjeden produserer ikke mye4
Han
.

P -p II -grenen

Proton - proton II kjede
3
2
Han
 
4
2
Han
 
→  7
4
Være

γ
 
1,59 MeV
7
4
Være
 

e-
 
→  7
3
Li-

v
e
 
0,861 MeV  0,383 MeV
7
3
Li
 
1
1
H
 
→  24
2
Han
 
    17.35 MeV

P -p II -grenen er dominerende ved temperaturer på 14 til 23 MK .

Legg merke til at energiene i den andre reaksjonen ovenfor er energiene til nøytrinoene som produseres av reaksjonen. 90 prosent av nøytrinoene produsert i reaksjonen av7
Være
til 7
Li
bære en energi på 0,861 MeV , mens de resterende 10 prosentene bærer0,383 MeV . Forskjellen er om litium-7 produsert er henholdsvis i bakken tilstand eller en eksitert ( metastabil ) tilstand. Den totale energien som frigjøres fra7
Vær
stabil7
Li
er omtrent 0,862 MeV, som nesten alle går tapt for nøytrinoen hvis forfallet går direkte til det stabile litiumet.

P -p III -grenen

Proton - proton III kjede
3
2
Han
 
4
2
Han
 
→  7
4
Være
 

γ
 
    1,59 MeV
7
4
Være
 
1
1
H
 
→  8
5
B
 

γ
8
5
B
 
    →  8
4
Være
 

e+
 

v
e
 
8
4
Være
 
    →  4
2
Han

De tre siste stadiene av denne kjeden, pluss positronutslettelsen, bidrar til totalt 18.209 MeV, selv om mye av dette er tapt for nøytrinoen.

P – p III -kjeden er dominerende hvis temperaturen overstiger 23 MK .

P -p III -kjeden er ikke en viktig energikilde i Solen, men den var veldig viktig i solneutrino -problemet fordi den genererer nøytrinoer med høy energi (opptil14.06 MeV ).

P -p IV (Hep) grenen

Denne reaksjonen er spådd teoretisk, men den har aldri blitt observert på grunn av sin sjeldenhet (ca. 0,3  ppm i solen). I denne reaksjonen fanger helium-3 et proton direkte for å gi helium-4, med en enda høyere mulig nøytrinoenergi (opptil 18,8 MeV).

3
2
Han
 
1
1
H
 
→  4
2
Han
 

e+
 

v
e

Masse -energi -forholdet gir 19.795 MeV for energien som frigjøres ved denne reaksjonen pluss den påfølgende utslettelsen, hvorav noen går tapt for nøytrinoen.

Frigjøring av energi

Sammenligning av massen til det siste helium-4-atomet med massene til de fire protonene viser at 0,7 prosent av massen til de opprinnelige protonene har gått tapt. Denne massen har blitt omdannet til energi, i form av kinetisk energi fra produserte partikler, gammastråler og nøytrinoer som frigjøres under hver av de individuelle reaksjonene. Det totale energiutbyttet for en hel kjede er26,73 MeV .

Energi frigjort som gammastråler vil samhandle med elektroner og protoner og varme solens indre. Også kinetisk energi til fusjonsprodukter (f.eks. Av de to protonene og4
2
Han
fra p - p I -reaksjonen) tilfører energi til plasmaet i solen. Denne oppvarmingen holder solkjernen varm og forhindrer at den kollapser under sin egen vekt som den ville gjort hvis solen skulle kjøle seg ned.

Neutrinoer samhandler ikke vesentlig med materie og varmer derfor ikke interiøret og hjelper derved med å støtte solen mot gravitasjonskollaps. Energien deres går tapt: nøytrinoene i kjedene p – p I, p – p II og p – p III bærer bort henholdsvis 2,0%, 4,0%og 28,3%av energien i disse reaksjonene.

Tabellen nedenfor beregner mengden energi som går tapt for nøytrinoer og mengden " sollys " som kommer fra de tre grenene. "Lysstyrke" betyr her energimengden som solen avgir som elektromagnetisk stråling i stedet for som nøytrinoer. Starttallene som er brukt er de som er nevnt høyere i denne artikkelen. Tabellen angår bare 99% av kraften og nøytrinoene som kommer fra p -p -reaksjonene, ikke 1% som kommer fra CNO -syklusen.

Lysstyrkeproduksjon i solen
Gren Prosent av helium-4 produsert Prosentvis tap på grunn av nøytrino -produksjon Relativ mengde energi tapt Relativ mengde lysstyrke produsert Prosent av total lysstyrke
Gren I 83.3 2 1,67 81,6 83,6
Gren II 16,68 4 0,67 16.0 16.4
Gren III 0,02 28.3 0,0057 0,014 0,015
Total 100 2,34 97,7 100

PEP -reaksjonen

Proton-proton og elektronfangstreaksjoner i en stjerne

Deuterium kan også produseres av den sjeldne reaksjonen peon (proton -elektron -proton) ( elektronfangst ):

1
1
H
 

e-
 
1
1
H
 
→  2
1
D+
 

v
e

I solen er frekvensforholdet mellom pep -reaksjonen versus p -p -reaksjonen 1: 400. Imidlertid er nøytrinoene som frigjøres av peppreaksjonen langt mer energiske: mens nøytrinoer produsert i det første trinnet i p -p -reaksjonsområdet i energi opp til0,42 MeV , produserer pep-reaksjonen nøytrinoer med skarp energi1,44 MeV . Påvisning av solneutrinoer fra denne reaksjonen ble rapportert av Borexino -samarbeidet i 2012.

Både pep- og p -p -reaksjonene kan sees på som to forskjellige Feynman -representasjoner av den samme grunnleggende interaksjonen, der elektronet passerer til høyre side av reaksjonen som et positron. Dette er representert i figuren av proton-proton og elektronfangstreaksjoner i en stjerne, tilgjengelig på NDM'06-nettstedet.

Se også

Referanser