Протон-протонный цикл

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Протон-протонный цикл (ветвь ppI).
Ядерные процессы
Радиоактивный распад

Нуклеосинтез

Протон-протонный цикл — совокупность термоядерных реакций, в ходе которых водород превращается в гелий в звёздах, находящихся на главной звездной последовательности, основная альтернатива CNO-циклу. Протон-протонный цикл доминирует в звёздах с массой порядка массы Солнца или меньше. Цикл принято делить на три основных цепочки: ppI, ppII, ppIII. Существенный вклад в энерговыделение вносят только первые две. Оставшиеся превращения существенны только при точном подсчёте количества высокоэнергичных нейтрино.

Продукты протон-протонного цикла[править | править вики-текст]

Конечным продуктом цепочки ppI, доминирующей при температурах от 10 до 14 миллионов градусов, является ядро атома гелия, возникшее в результате слияния четырех протонов с выделением энергии, эквивалентной 0,7 % массы этих протонов. Цикл включает в себя три стадии. Вначале два протона, имеющие достаточно энергии, чтобы преодолеть кулоновский барьер, сливаются, образуя дейтрон, позитрон и электронное нейтрино; затем дейтрон сливается с протоном, образуя ядро 3He; наконец, два ядра атома гелия-3 сливаются, образуя ядро атома гелия-4. При этом высвобождаются два протона.

  • p + p2H + e+ + νe + 0,42 МэВ [1]
  • 2H + p3He + γ + 5,49 МэВ.[2]
  • 3He + 3He → 4He + 2p + 12,85 МэВ.[3]

Другие две цепочки (ppII и ppIII) вносят вклад в цикл при более высоких температурах, чем ppI. На Солнце около 85 % слияний водорода в гелий-4 происходят через ppI.

Время, через которое Солнце израсходует своё «топливо» и термоядерная реакция прекратится, оценивается в 6 миллиардов лет.

Протон-протонный цикл (все три цепочки, а также hep- и pep-ветви).


pp-Реакция[править | править вики-текст]

Реакция слияния двух протонов происходит в 2 стадии. Сначала два протона образуют дипротон (2He):

11H  11H  →  22He

Дипротон практически моментально распадается обратно на два протона (протонный распад), однако, в крайне редком случае он успевает испытать бета+ распад, превращаясь в дейтрон (ядро дейтерия 2H)[4]:

22He  →  21H  e+  νe

Таким образом, общая формула реакции:

 H + H -> D + e+ + ve + 0.42MeV

pep-Реакция[править | править вики-текст]

В некоторых случаях (на Солнце 0,25 %, или в одной реакции из 400) слияние протонов в ядро дейтерия происходит не с эмиссией позитрона, а с поглощением электрона. Это слияние двух протонов и электрона называется pep-реакцией (по частицам в начальном состоянии); в ней излучается моноэнергетическое нейтрино с энергией 1,44 МэВ.

hep-Реакция[править | править вики-текст]

Обычно ядро гелия-3, образовавшееся во второй реакции pp-цикла после слияния дейтрона и протона, реагирует с другим ядром 3He (ветвь ppI, 85 % в условиях Солнца) или 4He (ветви ppII и ppIII, суммарно около 15 % на Солнце). В очень редких случаях (10−5% на Солнце) 3He захватывает протон с образованием ядра гелия-4, позитрона и электронного нейтрино. Эта так называемая hep-реакция (название от He+p) редка, так как она происходит посредством слабого взаимодействия — один из трёх протонов, имеющихся в начальном состоянии, должен превратиться в нейтрон — в то время как конкурирующие реакции 3He+3He и 3He+4He, несмотря на более высокий кулоновский барьер, не связаны с изменением заряда нуклонов.

См. также[править | править вики-текст]

Примечания[править | править вики-текст]

  1. 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics page 24 "12.6.2 Hydrogen Burning " "p + p → d + e+ +νe Q = 0.42 MeV "
  2. 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics page 24 "The next reaction in the sequence is d + p →3He + γ Q = 5.49 MeV. "
  3. 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics page 24 " In ~ 86% of the cases, the reaction is 3He + 3He → 4He + 2p Q = 12.96 MeV "
  4. Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, 2004, ISBN 9780387200897: "The Proton-Proton Reaction": "This crucial but as it turns out, unlikely reaction requires that two protons form a coupled system (the "diproton") while flashing past one another and, at practically that same instant, one of these protons must undergo a weak decay"

Литература[править | править вики-текст]

  • Ishfaq Ahmad, The Nucleus, 1:42,59, (1971), The Proton type-nuclear fission reaction

Ссылки[править | править вики-текст]

  • 4. ГОРЕНИЕ ВОДОРОДА // Web — версия учебного пособия Б.C. Ишханов, И. М. Капитонов, И. А. Тутынь «Нуклеосинтез во вселенной» — М., Изд-во Московского университета. 1998.