Proton-protonová řetězová reakce - Proton–proton chain reaction

tento článek potřebuje další citace pro ověření. Prosím pomozte vylepšit tento článek podle přidávání citací ke spolehlivým zdrojům. Zdroj bez zdroje může být napaden a odstraněn. Najít zdroje: "Proton-protonová řetězová reakce"  – zprávy  · noviny  · knihy  · učenec  · JSTOR (Září 2009) (Zjistěte, jak a kdy odstranit tuto zprávu šablony)

Logaritmus relativního energetického výstupu (ε) z proton – proton (PP), CNO a Triple-α fúzní procesy při různých teplotách (T). Přerušovaná čára ukazuje kombinovanou výrobu energie procesů PP a CNO uvnitř hvězdy. Při teplotě jádra Slunce je proces PP efektivnější.

Schéma řetězové reakce proton-protonová větev I.

The řetězová reakce proton – proton, také běžně označovaný jako p-p řetěz, je jednou ze dvou známých sad jaderná fůze reakce, kterými hvězdy konvertovat vodík na hélium. Dominuje ve hvězdách s hmotností menší nebo rovnou hmotnosti slunce,^[1] zatímco Cyklus CNO, další známá reakce, je podle teoretických modelů navržena k tomu, aby dominovala ve hvězdách s hmotností větší než asi 1,3krát větší než Slunce.^[2]

Obecně k fúzi proton-proton může dojít pouze v případě, že Kinetická energie (tj. teplota ) protonů je dostatečně vysoká, aby překonala jejich vzájemné elektrostatické odpuzování.^[3]

Na slunci, deuterium -produkční události jsou vzácné. Diprotonové jsou mnohem častějším výsledkem proton-protonových reakcí uvnitř hvězdy a diprotony se téměř okamžitě rozpadají zpět na dva protony. Protože přeměna vodíku na helium je pomalá, je úplná přeměna vodíku v jádro Slunce počítá se s tím, že to bude trvat déle než deset miliard let.^[4]

Ačkoli se nazývá „proton-protonová řetězová reakce“, nejedná se o a řetězová reakce v normálním smyslu. Ve většině jaderných reakcí označuje řetězová reakce reakci, při které vzniká produkt, například neutrony uvolňované během štěpení, který rychle vyvolá další takovou reakci.

Řetězec proton-proton je jako řetěz rozpadu, série reakcí. Produkt jedné reakce je výchozím materiálem pro další reakci. Existují dva takové řetězce, které vedou od vodíku k heliu na slunci. Jeden řetězec má pět reakcí, druhý řetězec má šest.

Dějiny teorie

Teorie, že reakce proton - proton jsou základním principem, podle kterého Slunce a další hvězdy hoří, byla prosazována Arthur Eddington ve 20. letech 20. století. V té době byla teplota Slunce považována za příliš nízkou na to, aby překonala Coulombova bariéra. Po vývoji kvantová mechanika, bylo zjištěno, že tunelování z vlnové funkce Protonů odpuzující bariéra umožňuje fúzi při nižší teplotě než klasický předpověď.

V roce 1939 Hans Bethe se pokusil vypočítat rychlosti různých reakcí ve hvězdách. Počínaje dvěma protony kombinujícími se dávat deuterium a a pozitron našel to, čemu dnes říkáme větev II proton-protonové řetězové reakce. Ale neuvažoval o reakci dvou ³
On jádra (větev I), o kterých nyní víme, že jsou důležitá.^[5] To byla součást těla práce v hvězdná nukleosyntéza za kterou Bethe vyhrál Nobelova cena za fyziku v roce 1967.

Řetězová reakce proton-proton

Prvním krokem ve všech větvích je fúze dvou protony do deuterium. Když se protony spojí, jeden z nich podstoupí beta plus rozpad, převedením na a neutron vydáním a pozitron a elektronové neutrino^[6] (ačkoli „pep“ reakcí je produkováno malé množství deuteria, viz níže).

p

+

p

→

2 1D

+

E+

+

ν E

+

1,442 MeV

The pozitron bude pravděpodobně zničit s elektron z prostředí do dvou gama paprsky. Včetně toho zničení a energie neutrina, celá reakce má a Q hodnota (uvolněno energie ) z 1,442 MeV.^[6] Relativní množství energie směřující do neutrina a do ostatních produktů je proměnlivé.

Tato reakce je extrémně pomalá, protože je iniciována slabá jaderná síla. Průměrný proton v jádru slunce čeká 9 miliard let, než se úspěšně spojí s jiným proton. Nebylo možné změřit průřez této reakce experimentálně kvůli těmto dlouhým časovým měřítkům.^[7]

Poté, co je vytvořeno, deuterium produkované v prvním stupni může fúzovat s dalším protonem a produkovat světlo izotop z hélium, ³
On
:

2 1D

+

1 1H

→

3 2On

+

y

+

5,49 MeV

Tento proces, zprostředkovaný spíše silnou jadernou silou než slabou silou, je ve srovnání s prvním krokem extrémně rychlý. Odhaduje se, že za podmínek v jádru Slunce existuje každé nově vytvořené jádro deuteria pouze asi čtyři sekundy, než je přeměněno na helium-3.

Na Slunci každé jádro helia-3 produkované při těchto reakcích existuje pouze asi 400 let, než se přemění na helium-4.^[8] Jakmile je hélium-3 vyrobeno, lze generovat čtyři možné cesty ⁴
On
. V p – p I je helium-4 produkováno fúzí dvou jader helia-3; pojistky větví p – p II a p – p III ³
On
s již existujícími ⁴
On
tvořit berylium -7, který prochází dalšími reakcemi za vzniku dvou jader helia-4.

Podle jednoho modelu slunce 83,3 procenta Slunce ⁴
On
Vyrábí se prostřednictvím větve p – p I, zatímco p – p II produkuje 16,68% a p – p III 0,02%.^[9] Protože polovina neutrin produkovaných ve větvích II a III se vyrábí v prvním kroku (syntéza deuteria), pouze asi 8,35 procent neutrin pochází z pozdějších kroků (viz níže) a asi 91,65 procent je ze syntézy deuteria. Jiný solární model z přibližně stejné doby však poskytuje pouze 7,14 procent neutrin z pozdějších kroků a 92,86 procent ze syntézy deuteria.^[10] Rozdíl je zjevně způsoben mírně odlišnými předpoklady o složení a metalicita slunce.

Existuje také extrémně vzácná větev p – p IV. Mohou se objevit i další vzácnější reakce. Rychlost těchto reakcí je velmi nízká kvůli velmi malým průřezům nebo proto, že počet reagujících částic je tak nízký, že jakékoli reakce, které by se mohly stát, jsou statisticky nevýznamné.

Celková reakce je:

4 ¹H⁺ → ⁴He²⁺ + 2e⁺ + 2νₑ

uvolněním 26,73 MeV energie, z nichž část se ztratí neutrinům.

Větev p – p I.

3 2On

+

3 2On

→

4 2On

+

2 1 1H

+

12 859 MeV

Kompletní řetězová reakce p – p I uvolňuje čistou energii o 26 732 MeV.^[11] Dvě procenta této energie se ztrácejí na produkovaná neutrina.^[12]Větev p – p I je dominantní při teplotách od 10 do 14 MK.Níže 10 MK, řetězec p – p neprodukuje mnoho ⁴
On
.^{[Citace je zapotřebí ]}

Větev p – p II

Řetězová reakce proton – proton II

3 2On	+	4 2On	→	7 4Být	+	y	+	1,59 MeV
7 4Být	+	E−	→	7 3Li−	+	ν E	+	0,861 MeV	/	0,383 MeV
7 3Li	+	1 1H	→	24 2On	+	17,35 MeV

Větev p – p II je dominantní při teplotách od 14 do 23 MK.

Všimněte si, že energie ve druhé reakci výše jsou energie neutrin, které jsou produkovány reakcí. 90 procent neutrin produkovaných při reakci ⁷
Být
na ⁷
Li
nést energii 0,861 MeV, zatímco zbývajících 10 procent nese 0,383 MeV. Rozdíl je v tom, zda je vyrobený lithium-7 v základním stavu nebo vzrušený (metastabilní ) stát, resp. Celková uvolněná energie vycházející z ⁷
Být stabilní ⁷
Li je asi 0,862 MeV, z nichž téměř všechny se ztrácejí pro neutrino, pokud rozpad přechází přímo na stabilní lithium.

Větev p – p III

Řetězová reakce proton – proton III

3 2On	+	4 2On	→	7 4Být	+	y	+	1,59 MeV
7 4Být	+	1 1H	→	8 5B	+	y
8 5B			→	8 4Být	+	E+	+	ν E
8 4Být			→	2 4 2On

Poslední tři etapy tohoto řetězce přispívají celkem 18,21 MeV, i když většina z toho se neutrinu ztratila.

Pokud teplota překročí, dominuje řetězec p – p III 23 MK.

Řetězec p – p III není hlavním zdrojem energie na Slunci, ale byl velmi důležitý v problém solárních neutrin protože generuje neutrina s velmi vysokou energií (až 14,06 MeV).

Větev p – p IV (Hep)

Tato reakce je teoreticky předpovězena, ale nikdy nebyla pozorována kvůli její vzácnosti (asi 0.3 ppm na slunci). V této reakci hélium-3 zachycuje proton přímo za vzniku hélia-4 s ještě vyšší možnou energií neutrin (až 18,8 MeV^{[Citace je zapotřebí ]}).

3 2On

+

1 1H

→

4 2On

+

E+

+

ν E

Vztah hmota-energie dává 19 795 MeV pro energii uvolněnou touto reakcí, z nichž část je ztracena neutrinům.

Uvolňování energie

Porovnání hmotnosti konečného atomu helia-4 s hmotností čtyř protonů ukazuje, že bylo ztraceno 0,7 procenta hmotnosti původních protonů. Tato hmota byla přeměněna na energii ve formě gama paprsků a neutrin uvolňovaných během každé z jednotlivých reakcí. Celkový energetický výnos jednoho celého řetězce je 26,73 MeV.

Energie uvolňovaná jako gama paprsky bude interagovat s elektrony a protony a ohřívat vnitřek Slunce. Také kinetická energie fúzních produktů (např. Dvou protonů a ⁴
₂On
z reakce p – p I) zvyšuje teplotu plazmy na Slunci. Toto topení podporuje Slunce a brání mu hroutí pod svou vlastní vahou, jako kdyby se ochladilo slunce.

Neutrina významně neinteragují s hmotou, a proto nepomáhají podporovat Slunce proti gravitačnímu kolapsu. Jejich energie se ztrácí: neutrina v řetězcích p – p I, p – p II a p – p III odvádějí 2,0%, 4,0% a 28,3% energie v těchto reakcích.^[13]

Následující tabulka počítá množství energie ztracené neutrinům (2,34%) a množství „svítivosti“ pocházející ze tří větví. „Světelnost“ zde znamená pouze množství energie vydávané sluncem spíše jako elektromagnetické záření než jako neutrina. Použité počáteční hodnoty jsou výše uvedené v tomto článku.

Reakce PEP

Řetězové reakce proton – proton a elektronové zachycení ve hvězdě

Deuterium mohou být také produkovány vzácnou reakcí pep (proton – elektron – proton) (elektronový záchyt ):

1 1H

+

E−

+

1 1H

→

2 1D+

+

ν E

Na Slunci je frekvenční poměr pep reakce vůči p – p reakci 1: 400. Nicméně neutrina uvolněné peptickou reakcí jsou mnohem energičtější: zatímco neutrina produkovaná v prvním kroku reakčního rozsahu p – p v energii až 0,42 MeV, peptická reakce produkuje neutrinos ostré energetické linie 1,44 MeV. Detekce slunečních neutrin z této reakce hlásila Borexino spolupráce v roce 2012.^[14]

Reakce pep a p – p lze považovat za dvě různé Feynman reprezentace stejné základní interakce, kde elektron přechází na pravou stranu reakce jako pozitron. Toto je znázorněno na obrázku řetězových reakcí proton-proton a elektronový záchyt ve hvězdě, který je k dispozici na webu NDM'06.^[15]

Viz také

• Cyklus CNO
• Triple-alfa proces

Reference