WikiDer > Протон-протонная цепная реакция

Proton–proton chain reaction
"pp 1" перенаправляется сюда. Для использования в других целях см. Pp1.
Логарифм относительного выхода энергии (ε) протон-протон (ПП), CNO и Тройной-α термоядерные процессы при разных температурах (Т). Пунктирной линией показано совместное генерирование энергии процессами PP и CNO внутри звезды. При температуре ядра Солнца процесс полипропилена более эффективен.
Схема протон-протонной ветви I цепной реакции

В протон-протонная цепная реакция, также обычно называемый цепь p-p, является одним из двух известных наборов термоядерная реакция реакции, посредством которых звезды конвертировать водород к гелий. Он преобладает у звезд с массой меньше или равной массе солнце,[1] тогда как Цикл CNOдругая известная реакция, согласно теоретическим моделям, преобладает у звезд с массой, превышающей примерно в 1,3 раза массу Солнца.[2]

В общем случае протон-протонный синтез может происходить, только если кинетическая энергия (т.е. температура) протонов достаточно высока, чтобы преодолеть их взаимное электростатическое отталкивание.[3]

На солнце, дейтерий-производственные мероприятия редки. Дипротоны являются гораздо более частым результатом протон-протонных реакций внутри звезды, и дипротоны почти сразу же распадаются обратно на два протона. Поскольку преобразование водорода в гелий происходит медленно, полное преобразование водорода в ядро Солнца по расчетам, это займет более десяти миллиардов лет.[4]

Хотя это и называется «протон-протонная цепная реакция», это не цепная реакция в обычном понимании. В большинстве ядерных реакций цепная реакция обозначает реакцию, которая производит продукт, такой как нейтроны, испускаемые во время деление, что быстро вызывает еще одну такую ​​реакцию.

Протон-протонная цепочка похожа на цепочка распада, серия реакций. Продукт одной реакции является исходным материалом для следующей реакции. Есть две такие цепи, ведущие от водорода к гелию на Солнце. В одной цепи пять реакций, в другой - шесть.

История теории

Теорию о том, что протон-протонные реакции являются основным принципом горения Солнца и других звезд, придерживался Артур Эддингтон в 1920-е гг. В то время температура Солнца считалась слишком низкой, чтобы преодолеть Кулоновский барьер. После разработки квантовая механика, было обнаружено, что туннелирование из волновые функции протонов через барьер отталкивания позволяет слияние при более низкой температуре, чем классический прогноз.

В 1939 г. Ганс Бете пытался рассчитать скорости различных реакций в звездах. Начиная с двух протонов, соединяющихся, чтобы дать дейтерий и позитрон он обнаружил то, что мы теперь называем ветвью II протон-протонной цепной реакции. Но он не учел реакцию двух 3
Он ядра (ветвь I), которые, как мы теперь знаем, важны.[5] Это было частью основной работы в звездный нуклеосинтез за что Бете выиграла Нобелевская премия по физике в 1967 г.

Протон-протонная цепная реакция

Первый шаг во всех ветвях - слияние двух протоны в дейтерий. Когда протоны сливаются, один из них подвергается бета плюс распад, превращаясь в нейтрон испуская позитрон и электронное нейтрино[6] (хотя небольшое количество дейтерия образуется в реакции «пепла», см. ниже).

п + п→ 2
1D
+
е+
+
ν
е 		+ 1,442 МэВ

В позитрон будет возможно уничтожать с электрон из окружающей среды в два гамма излучение. Включая это уничтожение и энергии нейтрино, вся реакция имеет Q ценить (вышел энергия) 1,442 МэВ.[6] Относительное количество энергии, идущей к нейтрино и другим продуктам, варьируется.

Эта реакция очень медленная из-за того, что она инициируется слабая ядерная сила. Среднее протон в основе солнце ждет 9 миллиардов лет, прежде чем он успешно сольется с другим протон. Не удалось измерить поперечное сечение экспериментально из-за этих больших временных масштабов.[7]

После образования дейтерий, полученный на первом этапе, может сливаться с другим протоном, чтобы произвести свет. изотоп из гелий, 3
Он
:

2
1D
 		+ 1
1ЧАС
 		→ 3
2Он
 		+ 
γ
 		+ 5,49 МэВ

Этот процесс, опосредованный сильным ядерным взаимодействием, а не слабым взаимодействием, является чрезвычайно быстрым по сравнению с первым шагом. По оценкам, в условиях ядра Солнца каждое вновь созданное ядро ​​дейтерия существует всего около четырех секунд, прежде чем превратиться в гелий-3.

На Солнце каждое ядро ​​гелия-3, образующееся в этих реакциях, существует всего около 400 лет, прежде чем превратиться в гелий-4.[8] После того, как гелий-3 был произведен, есть четыре возможных пути получения 4
Он
. В p – p I гелий-4 образуется путем слияния двух ядер гелия-3; плавление ветвей p – p II и p – p III 3
Он
 с ранее существовавшими 4
Он
 формировать бериллий-7, который подвергается дальнейшим реакциям с образованием двух ядер гелия-4.

Согласно одной модели Солнца, 83,3 процента 4
Он
 произведенное производство производится через ветвь p – p I, в то время как p – p II дает 16,68 процента, а p – p III - 0,02 процента.[9] Поскольку половина нейтрино, образующихся в ответвлениях II и III, производится на первом этапе (синтез дейтерия), только около 8,35 процента нейтрино поступает на более поздних этапах (см. Ниже) и около 91,65 процента приходится на синтез дейтерия. Однако другая солнечная модель, созданная примерно в то же время, дает только 7,14 процента нейтрино от более поздних стадий и 92,86 процента от синтеза дейтерия.[10] Разница, видимо, связана с немного разными предположениями о составе и металличность солнца.

Также встречается крайне редкая p – p IV ветвь. Могут возникнуть и другие, еще более редкие реакции. Скорость этих реакций очень мала из-за очень малых поперечных сечений или из-за того, что количество реагирующих частиц настолько мало, что любые реакции, которые могут произойти, являются статистически незначимыми.

Общая реакция:

4 ¹H⁺ → He²⁺ + 2e⁺ + 2νₑ

высвобождая 26,73 МэВ энергии, часть которой теряется нейтрино.

Ветвь p – p I

3
2Он
 		+ 3
2Он
 		→ 4
2Он
 		+ 2 1
1ЧАС
 		+ 12,859 МэВ

Полная цепная реакция p – p I высвобождает чистую энергию 26,732 МэВ.[11] Два процента этой энергии теряются в нейтрино, которые образуются.[12]Ветвь p – p I доминирует при температурах от 10 до 14 МК.Ниже 10 мк, p – p-цепочка не производит много 4
Он
.[нужна цитата]

Ветвь p – p II

Цепная реакция протон-протон II
Смотрите также: Литий сжигание
3
2Он
 		+ 4
2Он
 		→ 7
4Быть
+ 
γ
 		+ 1,59 МэВ
7
4Быть
 		+ 
е−
 		→ 7
3Ли−
+ 
ν
е 		+ 0,861 МэВ / 0,383 МэВ
7
3Ли
 		+ 1
1ЧАС
 		→ 24
2Он
 		+ 17,35 МэВ

Ветвь p – p II доминирует при температурах от 14 до 23 МК.

Обратите внимание, что энергии во второй приведенной выше реакции - это энергии нейтрино, которые производятся в результате реакции. 90 процентов нейтрино, произведенных в реакции 7
Быть
 к 7
Ли
 нести энергию 0,861 МэВ, а остальные 10% несут 0,383 МэВ. Разница в том, находится ли литий-7 в основном состоянии или в возбужденном (метастабильный) состояние соответственно. Общая энергия, высвобождаемая из 7
Быть к стабильной 7
Ли составляет около 0,862 МэВ, почти все из которых теряется нейтрино, если распад идет непосредственно на стабильный литий.

Ветвь p – p III

Цепная реакция протон-протон III
3
2Он
 		+ 4
2Он
 		→ 7
4Быть
 		+ 
γ
 		+ 1,59 МэВ
7
4Быть
 		+ 1
1ЧАС
 		→ 8
5B
 		+ 
γ
8
5B
 		  → 8
4Быть
 		+ 
е+
 		+ 
ν
е 
8
4Быть
 		  → 2 4
2Он

Последние три стадии этой цепочки дают в сумме 18,21 МэВ, хотя большая часть этой суммы теряется для нейтрино.

Цепочка p – p III является доминирующей, если температура превышает 23 МК.

Цепь p – p III не является основным источником энергии на Солнце, но она была очень важна в проблема солнечных нейтрино потому что он генерирует нейтрино очень высоких энергий (до 14.06 МэВ).

Ветвь p – p IV (Hep)

Эта реакция предсказана теоретически, но никогда не наблюдалась из-за ее редкости (около 0.3 промилле на солнце). В этой реакции гелий-3 захватывает протон напрямую с образованием гелия-4 с еще более высокой возможной энергией нейтрино (до 18,8 МэВ[нужна цитата]).

3
2Он
 		+ 1
1ЧАС
 		→ 4
2Он
 		+ 
е+
 		+ 
ν
е

Соотношение масса-энергия дает 19,795 МэВ для энергии, выделяемой в результате этой реакции, часть которой теряется для нейтрино.

Высвобождение энергии

Сравнение массы последнего атома гелия-4 с массами четырех протонов показывает, что 0,7 процента массы исходных протонов потеряно. Эта масса была преобразована в энергию в виде гамма-лучей и нейтрино, высвобождаемых во время каждой отдельной реакции. Общий выход энергии одной цепи составляет 26,73 МэВ.

Энергия, выделяемая в виде гамма-лучей, взаимодействует с электронами и протонами и нагревает внутреннее пространство Солнца. Также кинетическая энергия продуктов синтеза (например, двух протонов и 4
2Он
 от p – p I реакции) увеличивает температуру плазмы на Солнце. Этот нагрев поддерживает солнце и предотвращает его рушится под собственным весом, как если бы солнце остыло.

Нейтрино не взаимодействуют существенно с веществом и поэтому не помогают Солнцу противостоять гравитационному коллапсу. Их энергия теряется: нейтрино в цепочках p – p I, p – p II и p – p III уносят 2,0%, 4,0% и 28,3% энергии в этих реакциях соответственно.[13]

В следующей таблице вычислено количество энергии, потерянной нейтрино (2,34%), и количество «светимости», исходящей от трех ветвей. «Светимость» здесь просто означает количество энергии, испускаемой Солнцем в виде электромагнитного излучения, а не нейтрино. Использованы начальные цифры, упомянутые выше в этой статье.

Производство яркости на солнце
ОтветвлятьсяПроцент произведенного гелия-4Процент потерь из-за образования нейтриноОтносительное количество потерянной энергииОтносительное количество создаваемой светимостиПроцент общей яркости
Филиал I83.321.6781.683.6
Филиал II16.6840.6716.016.4
Филиал III0.0228.30.00570.0140.015
Общий1002.3497.7100

Реакция PEP

Цепные реакции протон-протона и электронного захвата в звезде

Дейтерий может быть также образован редкой pep (протон-электрон-протонной) реакцией (захват электронов):

1
1ЧАС
 		+ 
е−
 		+ 1
1ЧАС
 		→ 2
1D+
 		+ 
ν
е

На Солнце соотношение частот pep-реакции и p – p-реакции составляет 1: 400. Тем не менее нейтрино выделяемые реакцией pep, намного более энергичны: в то время как нейтрино, произведенные на первой стадии p-p-реакции, имеют энергию до 0,42 МэВ, реакция pep дает нейтрино с острой линией энергии 1,44 МэВ. Об обнаружении солнечных нейтрино от этой реакции сообщили Borexino сотрудничество в 2012 году.[14]

Обе реакции pep и p – p можно рассматривать как две разные Представления Фейнмана того же основного взаимодействия, при котором электрон переходит в правую часть реакции как позитрон. Это представлено на рисунке цепных реакций протон-протон и захвата электрона в звезде, доступном на сайте NDM'06.[15]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ «Протон – протонная цепочка». Астрономия 162: звезды, галактики и космология. Архивировано из оригинал на 2016-06-20. Получено 2018-07-30.
  2. ^ Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (2005). Эволюция звезд и звездных популяций. Джон Уайли и сыновья. С. 119–121. ISBN 0-470-09220-3.
  3. ^ Ишфак Ахмад, Ядро, 1: 42, 59, (1971), Реакция деления ядер протонного типа.
  4. ^ Кеннет С. Крейн, Введение в ядерную физику, Wiley, 1987, стр. 537.
  5. ^ Ганс Бете (1 марта 1939 г.). «Производство энергии в звездах». Физический обзор. 55 (5): 434–456. Bibcode:1939ПхРв ... 55..434Б. Дои:10.1103 / PhysRev.55.434.
  6. ^ а б Илиадис, Кристиан (2007). Ядерная физика звезд. Вайнхайм: Wiley-VCH. ISBN 9783527406029. OCLC 85897502.
  7. ^ Филлипс, Энтони С. (1999). Физика звезд (2-е изд.). Чичестер: Джон Вили. ISBN 0471987972. OCLC 40948449.
  8. ^ На этот раз и два других раза выше исходят от Бирна, Дж. Нейтроны, ядра и вещество, Dover Publications, Mineola, NY, 2011, ISBN 0486482383, стр.8.
  9. ^ Адельбергер, Эрик Дж .; и другие. (12 апреля 2011 г.). «Сечения слияния Солнца. II. Цепочка pp и циклы CNO». Обзоры современной физики. 83 (1): 201. arXiv:1004.2318. Bibcode:2011РвМП ... 83..195А. Дои:10.1103 / RevModPhys.83.195. S2CID 119117147. См. Рис. 2. Подпись не очень ясна, но было подтверждено, что проценты относятся к тому, какая часть каждой реакции происходит, или, что эквивалентно, сколько гелия-4 производится каждой ветвью.
  10. ^ Альдо Серенелли; и другие. (Ноябрь 2009 г.). "Новый состав Солнца: пересмотр проблемы с моделями Солнца". Письма в астрофизический журнал. 705 (2): L123 – L127. arXiv:0909.2668. Bibcode:2009ApJ ... 705L.123S. Дои:10.1088 / 0004-637X / 705/2 / L123. S2CID 14323767. Рассчитано по модели AGSS09 в таблице 3.
  11. ^ ЛеБлан, Фрэнсис. Введение в звездную астрофизику.
  12. ^ Burbidge, E .; Burbidge, G .; Фаулер, Уильям; Хойл, Ф. (1 октября 1957 г.). «Синтез элементов в звездах». Обзоры современной физики. 29 (4): 547–650. Bibcode:1957РвМП ... 29..547Б. Дои:10.1103 / RevModPhys.29.547. Это значение исключает 2% потерь энергии нейтрино.
  13. ^ Клаус Э. Рольфс и Уильям С. Родни, Котлы в космосе, Издательство Чикагского университета, 1988 г., стр. 354.
  14. ^ Bellini, G .; и другие. (2 февраля 2012 г.). «Первое свидетельство активности солнечных нейтрино с помощью прямого обнаружения в Borexino». Письма с физическими проверками. 108 (5): 051302. arXiv:1110.3230. Bibcode:2012PhRvL.108e1302B. Дои:10.1103 / PhysRevLett.108.051302. PMID 22400925. S2CID 118444784.
  15. ^ Международная конференция по нейтрино и темной материи, четверг, 7 сентября 2006 г., https://indico.lal.in2p3.fr/getFile.py/access?contribId=s16t1&sessionId=s16&resId=1&materialId=0&confId=a05162 Сессия 14.