stringtranslate.com

Протон-протонная цепь

Логарифм относительного выхода энергии (ε) процессов синтеза протон-протон (PP), CNO и Triple-α при различных температурах (T). Пунктирная линия показывает комбинированную генерацию энергии процессами PP и CNO внутри звезды. При температуре ядра Солнца 15,5 миллионов К преобладает процесс PP. Процесс PP и процесс CNO равны примерно при 20 МК. [1]
Схема реакции протон-протонной ветви I

Протон -протонная цепочка , также обычно называемая p–p- цепочкой , является одним из двух известных наборов реакций ядерного синтеза , посредством которых звезды преобразуют водород в гелий . Она доминирует в звездах с массами, меньшими или равными массе Солнца , [ 2] тогда как цикл CNO , другая известная реакция, как предполагается теоретическими моделями, доминирует в звездах с массами, превышающими примерно 1,3  массы Солнца . [3]

В общем случае, слияние протонов может происходить только в том случае, если кинетическая энергия ( температура ) протонов достаточно высока, чтобы преодолеть их взаимное электростатическое отталкивание . [4]

На Солнце события, порождающие дейтроны , редки. Дипротоны являются гораздо более распространенным результатом протон-протонных реакций внутри звезды, и дипротоны почти немедленно распадаются обратно на два протона. Поскольку превращение водорода в гелий происходит медленно, полное превращение водорода изначально в ядре Солнца , по расчетам, займет более десяти миллиардов лет. [5]

Хотя иногда ее называют «цепной реакцией протон-протон», это не цепная реакция в обычном смысле. В большинстве ядерных реакций цепная реакция обозначает реакцию, которая производит продукт, такой как нейтроны, выделяемые при делении , который быстро вызывает другую такую ​​же реакцию. Цепь протон-протон, как и цепь распада , представляет собой ряд реакций. Продукт одной реакции является исходным материалом для следующей реакции. Существуют две основные цепи, ведущие от водорода к гелию на Солнце. Одна цепь имеет пять реакций, другая цепь — шесть.

История теории

Теория о том, что протон-протонные реакции являются основным принципом, по которому горят Солнце и другие звезды, была выдвинута Артуром Эддингтоном в 1920-х годах. В то время температура Солнца считалась слишком низкой для преодоления кулоновского барьера . После развития квантовой механики было обнаружено, что туннелирование волновых функций протонов через отталкивающий барьер позволяет осуществлять термоядерный синтез при более низкой температуре, чем предсказывалось классическим методом .

В 1939 году Ганс Бете попытался рассчитать скорости различных реакций в звездах. Начав с двух протонов, объединяющихся для получения ядра дейтерия и позитрона, он нашел то, что мы сейчас называем Ветвью II протон-протонной цепи. Но он не рассматривал реакцию двух3
Ядра He (ветвь I), которые, как мы теперь знаем, важны. [6] Это было частью работы по звездному нуклеосинтезу , за которую Бете получил Нобелевскую премию по физике в 1967 году.

Протон-протонная цепочка

Первым шагом во всех ветвях является слияние двух протонов в дейтрон . Когда протоны сливаются, один из них претерпевает бета-плюс-распад , превращаясь в нейтрон , испуская позитрон и электронное нейтрино [7] (хотя небольшое количество ядер дейтерия производится в результате реакции "pep", см. ниже):

Позитрон аннигилирует с электроном из окружающей среды в два гамма-луча . Включая эту аннигиляцию и энергию нейтрино, чистая реакция

(что то же самое, что и реакция PEP, см. ниже) имеет значение Q (выделяемой энергии ) 1,442 МэВ : [7] Относительное количество энергии, идущее к нейтрино и к другим продуктам, является переменным.

Это реакция, ограничивающая скорость, и она чрезвычайно медленная, поскольку инициируется слабой ядерной силой . Средний протон в ядре Солнца ждет 9 миллиардов лет, прежде чем успешно сольется с другим протоном . Экспериментально измерить сечение этой реакции не удалось , поскольку оно очень мало [8], но его можно рассчитать теоретически. [1]

После того, как он сформирован, дейтрон , полученный на первой стадии, может слиться с другим протоном, образуя стабильный , легкий изотоп гелия ,3Он:

Этот процесс, опосредованный сильной ядерной силой, а не слабой, чрезвычайно быстр по сравнению с первым шагом. Подсчитано, что в условиях ядра Солнца каждое вновь созданное ядро ​​дейтерия существует всего около одной секунды, прежде чем оно преобразуется в гелий-3. [1]

На Солнце каждое ядро ​​гелия-3, полученное в ходе этих реакций, существует всего около 400 лет, прежде чем оно преобразуется в гелий-4. [9] После того, как гелий-3 получен, существует четыре возможных пути его образования:4Он. В p–p I гелий-4 получается путем слияния двух ядер гелия-3; ветви p–p II и p–p III сливаются3
Он
с уже существующими4
Он
с образованием бериллия -7, который вступает в дальнейшие реакции с образованием двух ядер гелия-4.

Около 99% энергии, вырабатываемой солнцем, поступает из различных p–p цепей, а оставшийся 1% поступает из цикла CNO . Согласно одной из моделей солнца, 83,3 процента4Онпроизведенный различными p–p ветвями, производится через ветвь I, в то время как p–p II производит 16,68 процентов, а p–p III 0,02 процента. [1] Поскольку половина нейтрино, произведенных в ветвях II и III, производится на первом этапе (синтез дейтрона), только около 8,35 процентов нейтрино поступают с более поздних этапов (см. ниже), а около 91,65 процентов — из синтеза дейтрона. Однако другая солнечная модель примерно того же времени дает только 7,14 процентов нейтрино с более поздних этапов и 92,86 процентов — из синтеза ядер дейтерия. [10] Разница, по-видимому, обусловлена ​​несколько разными предположениями о составе и металличности Солнца.

Существует также чрезвычайно редкая ветвь p–p IV . Могут происходить и другие, еще более редкие реакции. Скорость этих реакций очень низкая из-за очень малых сечений или из-за того, что число реагирующих частиц настолько мало, что любые реакции, которые могут произойти, статистически незначимы.

Общая реакция:

4 1 H + + 2 e - → 4 He 2+ + 2 ν e

высвобождая 26,73 МэВ энергии, часть которой теряется из-за нейтрино.

Theп–п Яветвь

Полная цепь высвобождает чистую энергию26,732 МэВ [11] , но 2,2 процента этой энергии (0,59 МэВ) теряется в нейтрино, которые производятся. [12] Ветвь p–p I доминирует при температурах от 10 до18  МК . [13] Ниже10 МК , p–p цепь протекает с низкой скоростью, что приводит к низкому производству4
Он
. [14]

Theп–п IIветвь

Цепь протон–протон II

Ветвь p–p II доминирует при температурах от 18 до25 МК . [13]

Обратите внимание, что энергии во второй реакции выше являются энергиями нейтрино, которые производятся в результате реакции. 90 процентов нейтрино производятся в результате реакции7
Быть
к7
Ли
нести энергию0,861 МэВ , а оставшиеся 10 процентов несут0,383 МэВ . Разница заключается в том, находится ли полученный литий-7 в основном состоянии или в возбужденном ( метастабильном ) состоянии, соответственно. Полная энергия, высвобождаемая при переходе от7
Быть слишком стабильным7
Энергия лития составляет около 0,862 МэВ, и почти вся эта энергия теряется в нейтрино, если распад происходит непосредственно до стабильного лития.

Theп–п IIIветвь

Протон–протон III цепь

Последние три этапа этой цепочки, а также аннигиляция позитрона, дают в общей сложности 18,209 МэВ, хотя большая часть этой энергии теряется из-за нейтрино.

Цепь p–p III доминирует, если температура превышает25 МК . [13]

Цепочка p–p III не является основным источником энергии на Солнце, но она сыграла очень важную роль в проблеме солнечных нейтрино , поскольку она генерирует нейтрино очень высокой энергии (до14,06 МэВ ).

Theп–п IV(Геп) филиал

Эта реакция предсказана теоретически, но никогда не наблюдалась из-за ее редкости (около0,3  ppm на Солнце). В этой реакции гелий-3 напрямую захватывает протон, образуя гелий-4, с еще более высокой возможной энергией нейтрино (до18,8 МэВ [ необходима ссылка ] ).

Соотношение массы и энергии дает19,795 МэВ для энергии, выделяемой в ходе этой реакции, плюс последующая аннигиляция, часть которой теряется в нейтрино.

Выделение энергии

Сравнение массы конечного атома гелия-4 с массами четырех протонов показывает, что 0,7 процента массы исходных протонов было потеряно. Эта масса была преобразована в энергию в форме кинетической энергии произведенных частиц, гамма-лучей и нейтрино, высвобождаемых в ходе каждой из отдельных реакций. Общий выход энергии одной целой цепи составляет26,73 МэВ .

Энергия, выделяемая в виде гамма-лучей, будет взаимодействовать с электронами и протонами и нагревать внутреннюю часть Солнца. Также кинетическая энергия продуктов синтеза (например, двух протонов и4
2Он
из реакции p–p I ) добавляет энергию плазме на Солнце. Этот нагрев сохраняет ядро ​​Солнца горячим и не дает ему схлопнуться под собственным весом, как это произошло бы, если бы Солнце остыло.

Нейтрино не взаимодействуют существенно с материей и, следовательно, не нагревают внутреннюю часть и тем самым помогают поддерживать Солнце против гравитационного коллапса. Их энергия теряется: нейтрино в цепях p–p I , p–p II и p–p III уносят 2,0%, 4,0% и 28,3% энергии в этих реакциях соответственно. [15]

В следующей таблице вычисляется количество энергии, потерянной нейтрино, и количество « солнечной светимости », поступающей из трех ветвей. «Светимость» здесь означает количество энергии, выделяемой Солнцем в виде электромагнитного излучения, а не в виде нейтрино. В качестве исходных данных используются те, что упомянуты выше в этой статье. Таблица касается только 99% мощности и нейтрино, которые поступают из реакций p–p , а не 1%, поступающего из цикла CNO.

Реакция ПЭП

Реакции протон-протонного и электронного захвата в звезде

Дейтрон может также быть получен в результате редкой реакции PEP (протон-электрон-протон) ( электронный захват ):

На Солнце соотношение частот pep-реакции и p–p- реакции составляет 1:400. Однако нейтрино , высвобождаемые pep-реакцией, гораздо более энергичны: в то время как нейтрино, образующиеся на первом этапе p–p -реакции, имеют диапазон энергий до0,42 МэВ , реакция pep производит нейтрино с острой энергетической линией1,44 МэВ . Об обнаружении солнечных нейтрино в результате этой реакции сообщила коллаборация Borexino в 2012 году. [16]

Обе реакции pep и p–p можно рассматривать как два различных представления Фейнмана одного и того же базового взаимодействия, где электрон переходит на правую сторону реакции как позитрон. Это представлено на рисунке реакций протон-протон и захвата электрона в звезде, доступном на веб-сайте NDM'06. [17]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ abcd Адельбергер, Эрик Г.; и др. (12 апреля 2011 г.). "Сечения солнечного синтеза. II. Цепь pp и циклы CNO". Reviews of Modern Physics . 83 (1): 201. arXiv : 1004.2318 . Bibcode : 2011RvMP...83..195A. doi : 10.1103/RevModPhys.83.195. S2CID  119117147.См. рисунок 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.
  2. ^ "The Proton–Proton Chain". Astronomy 162: Stars, Galaxies, and Cosmology . Архивировано из оригинала 2016-06-20 . Получено 30 июля 2018 .
  3. ^ Саларис, Маурицио; Кассиси, Санти (2005). Эволюция звезд и звездных популяций. John Wiley and Sons . С. 119–121. ISBN 0-470-09220-3.
  4. ^ Ишфак Ахмад , Ядро , 1 : 42, 59, (1971), Реакция деления ядер протонного типа.
  5. ^ Кеннет С. Крейн, Введение в ядерную физику , Wiley, 1987, стр. 537.
  6. ↑ Ганс Бете (1 марта 1939 г.). «Производство энергии в звездах». Physical Review . 55 (5): 434–456. Bibcode :1939PhRv...55..434B. doi : 10.1103/PhysRev.55.434 .
  7. ^ аб Илиадис, Кристиан (2007). Ядерная физика звезд . Вайнхайм: Wiley-VCH. ISBN 9783527406029. OCLC  85897502.
  8. ^ Филлипс, Энтони С. (1999). Физика звезд (2-е изд.). Чичестер: John Wiley. ISBN 0471987972. OCLC  40948449.
  9. ^ Это время и два других времени, указанных выше, взяты из: Byrne, J. Neutrons, Nuclei, and Matter , Dover Publications, Mineola, NY, 2011, ISBN 0486482383 , стр. 8. 
  10. ^ Альдо Серенелли и др. (ноябрь 2009 г.). «Новый состав Солнца: пересмотр проблемы с моделями Солнца». The Astrophysical Journal Letters . 705 (2): L123–L127. arXiv : 0909.2668 . Bibcode : 2009ApJ...705L.123S. doi : 10.1088/0004-637X/705/2/L123. S2CID  14323767.Рассчитано по модели AGSS09 в таблице 3.
  11. ^ Леблан, Фрэнсис. Введение в звездную астрофизику .
  12. ^ Бербидж, Э.; Бербидж, Г.; Фаулер, Уильям; Хойл, Ф. (1 октября 1957 г.). «Синтез элементов в звездах» (PDF) . Reviews of Modern Physics . 29 (4): 547–650. Bibcode :1957RvMP...29..547B. doi : 10.1103/RevModPhys.29.547 .
  13. ^ abc Илиадис, Кристиан (2015). Ядерная физика звезд (Второе, исправленное и дополненное издание). Вайнхайм, Германия. ISBN 978-3-527-33649-4. OCLC  908071061.{{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  14. ^ Адельбергер, Э.Г. и др. (2010). «Сечения солнечного синтеза. II. Циклы Theppchain и CNO». Обзоры современной физики . 83 : 195–245. arXiv : 1004.2318 . doi : 10.1103/RevModPhys.83.195. S2CID  119117147.
  15. ↑ Клаус Э. Рольфс и Уильям С. Родни, Котлы в космосе , Издательство Чикагского университета, 1988, стр. 354.
  16. ^ Беллини, Г.; и др. (2 февраля 2012 г.). «Первое доказательство pep солнечных нейтрино путем прямого обнаружения в Борексино». Physical Review Letters . 108 (5): 051302. arXiv : 1110.3230 . Bibcode : 2012PhRvL.108e1302B. doi : 10.1103/PhysRevLett.108.051302. PMID  22400925. S2CID  118444784.
  17. ↑ Международная конференция по нейтрино и темной материи, 7 сентября 2006 г., сессия 14.

Внешние ссылки