WikiSort.ru - Космос

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^[1][2], на него приходится до 98 % выделяемой энергии^[3].

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

Конечным продуктом цепочки ppI, доминирующей при температурах от 10 до 14 миллионов градусов, является ядро атома гелия, возникшее в результате слияния четырёх 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 + p → ²H + e⁺ + ν_e + 0,42 МэВ^[4]
• ²H + p → ³He + γ + 5,49 МэВ.^[5]
• ³He + ³He → ⁴He + 2p + 12,85 МэВ.^[6]

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.

pp-реакция

Реакция слияния двух протонов происходит в 2 стадии. Сначала два протона образуют дипротон (${\displaystyle \mathrm {^{2}He} }$ ):

${\displaystyle \mathrm {_{1}^{1}H} +\mathrm {_{1}^{1}H} \rightarrow \mathrm {_{2}^{2}He} .}$

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 ${\displaystyle \mathrm {^{2}H} }$ )^[7]:

${\displaystyle \mathrm {_{2}^{2}He} \rightarrow \mathrm {_{1}^{2}H} +e{^{+}}+\nu _{e}.}$

Таким образом, общая формула реакции:

${\displaystyle \mathrm {_{1}^{1}H+_{1}^{1}H} \rightarrow \mathrm {_{1}^{2}H} +e{^{+}}+\nu _{e}+\mathrm {0.42MeV} .}$

pep-реакция

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, выпускаемое при электронном захвате.

Общая формула электронного захвата ${\displaystyle \mathrm {p} ^{+}+\mathrm {e} ^{-}\rightarrow \mathrm {n} +{\nu }_{e}\,}$ , и электронный захват происходит внутри дипротона, пока он не распался.

hep-реакция

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

• Звёздный нуклеосинтез
• CNO-цикл

Примечания

Литература

	Протон-протонный цикл на Викискладе

• Bethe, H. A., Critchfield, C. L., «The formation of deuterons by proton combination.» // Physical Review 54, no. 4 (1938): 248.
• E. E. Salpeter, Nuclear Reactions in the Stars. I. Proton-Proton Chain // Phys. Rev. 88, 547 — 1 November 1952 doi:10.1103/PhysRev.88.547

Ссылки

• 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.