Պրոտոն-պրոտոնային ցիկլ

Պրոտոն-պրոտոնային ցիկլը ջերմաէներգետիկ ռեակցիաների համախումբ է, որոնց ժամանակ Հերցեպրունգ-Ռեսելի դիագրամի գլխավոր հաջորդականության աստղերում ջրածինը վերածվում է հելիումի ։ CNO ցիկլի հիմնական այլընտրանքն է։ Պրոտոն-պրոտոնային ցիկլում գերակշռում են Արևի զանգվածի կարգի զանգվածներով կամ ավելի քիչ^[1][2] աստղերը, այդ աստղերում այն կազմում է թողարկված էներգիայի մինչև 98% -ը^[3] :

Պրոտոն-պրոտոնային ցիկլ (ppI ճյուղ)

Ցիկլը սովորաբար բաժանվում է երեք հիմնական շղթայի ՝ ppI, ppII, ppIII : Էներգիայի ճառագայթման մեջնշանակալի ներդրում են ունենում միայն առաջին երկուսը ։ Մնացած փոփոխությունները զգալի են միայն բարձր էներգիայով նեյտրինոների քանակը ճշգրիտ հաշվելիս։

Պրոտոն-պրոտոնային ցիկլի արդյունքը

PpI շղթայի վերջնակարդյունքը, որը գերակշռում է 10-ից 14 միլիոն աստիճանի ջերմաստիճանում, հելիումի ատոմի միջուկն է, որը առաջանում է չորս պրոտոնների միաձուլման արդյունքում ՝ պրոտոնների զանգվածի 0,7% -ին համարժեք էներգիայի անջատումով։ Ցիկլը ներառում է երեք փուլ։ Սկզբում երկու պրոտոններ, որոնք ունեն բավարար էներգիա `հաղթահարելու Կուլոնյան պատնեշը, միանում են, որպեսզի ստեղծեն դեյտրոն, պոզիտրոն և էլեկտրոնային նեյտրինո ; ապա դեյտրոնը միանում է պրոտոնի հետ ՝ կազմելով <sup id="mwIw"><span typeof="mw:Nowiki" id="mwJA">3</span></sup>He միջուկը . Վերջապես, հելիում -3 ատոմի երկու միջուկները միանում են `կազմելով հելիում-4 ատոմի միջուկը ։ Այս դեպքում անջատվում է երկու պրոտոն։

• p + p → ² H + e⁺ + ν_e + 0.42 MeV^[4]
• ² H + p → <sup id="mwOQ"><span typeof="mw:Nowiki" id="mwOg">3</span></sup>He + γ + 5.49 MeV^[5]:
• ³He + ³ He → ⁴He + 2 p + 12.85 MeV^[6]:

Մյուս երկու շղթաները ( ppII և ppIII ) մասնակցում են ցիկլին ավելի բարձր ջերմաստիճաններում, քան ppI- ն ։ Արեգակի վրա, ջրածնի մոտ 85% -ը վերածվում է հելիում -4-ի ppI- ի միջոցով։

Ժամանակը, որից հետո Արևը կօգտագործի իր ամբողջ « վառելիքը » և ջերմայ-միջուկային ռեակցիան կդադարի, գնահատվում է 6 միլիարդ տարի։

Պրոտոն-պրոտոնի ցիկլը (բոլոր երեք շղթաները, ինչպես նաև hep և pep ճյուղերը):

pp-ռեակցիա

Երկու պրոտոնների միացումը տեղի է ունենում 2 փուլով։ Նախ երկու պրոտոնները առաջացնում են դիպրոտոն (${\displaystyle \mathrm {^{2}H} }$):

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

Դիպրոտոնը գործնականում միանգամից հետ է տրոհվում երկու պրոտոնի ( պրոտոնի տրոհում ), սակայն, ծայրահեղ հազվադեպ դեպքում, այն կատարում է բետա + տրոհում՝ վերածվելով դեյտրոնի ( դեյտրոնի միջուկի ${\displaystyle \mathrm {^{2}H} }$ )^[7] :

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

Այսպիսով, ռակցիայի բանաձևը կլինի.

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

pep-ռեակցիա

Որոշ դեպքերում (Արեգակի վրա 0,25%, կամ 400-ից մեկ ռեակցիայի դեպքում) պրոտոնների միացումը դեյտրոնի միջուկում տեղի է ունենում ոչ թե պոզիտրոնի արտանետմամբ, այլ էլեկտրոնի կլանման միջոցով։ Երկու պրոտոնների և էլեկտրոնի այս միացումը կոչվում է pep-ռեակցիա (նախնական վիճակում մասնիկների համար); ասյ դեպքում ճառգայթվում է 1,44 МэВ էներգիայով մոնոէներգետիկ նեյտրինո ՝ էլեկտրոնի գրավմամբ։

Էլեկտրոնի գրավման ընդհանուր բանաձևն ունի հետևյալ տեսքը՝ ${\displaystyle \mathrm {p} ^{+}+\mathrm {e} ^{-}\rightarrow \mathrm {n} +{\nu }_{e}\,}$, իսկ էլեկտրոնի գրավումը տեղի է ունենում դիպրոտոնի ներսում, մինչև դրա տրոհումը։

hep-ռեակցիա

Սովորաբար, pp-ցիկլի երկրորդ ռեակցիայի ընթացքում՝ դեյտրոնի և պրոտոնի միացոմից հետո առաջացած հելիում-3 -ի միջուկը փոխազդում է մեկ այլ ³ He միջուկի հետ (ppI ճյուղ, 85% Արեգակի պայմաններում) կամ ⁴ He ( ppII և ppIII ճյուղերը, ընդհանուր մոտ 15% Արեգակի վրա)։ Շատ հազվադեպ դեպքերում (10 ⁻⁵ % Արեգակի վրա) ³ He գրավում է պրոտոն `հելիում -4 միջուկի, պոզիտրոնի և էլեկտրոնի նեյտրինոյի առաջացմամբ։ Այսպես կոչված hep-ռեակցիան (անունը He + p- ից է) հազվադեպ է, քանի որ այն տեղի է ունենում թույլ փոխազդեցության միջոցով. սկզբնական վիճակում գնվող երեք պրոտոններից մեկը պետք է վերածվի նեյտրոնի, մինչդեռ մրցակցող ռեակցիաները ³ He + ³ He և ^3: He + ⁴ He՝ չնայած ավելի բարձր Կուլոնյան պատնեշի, կախված չեն նուկլոնների լիցքի փոփոխության հետ։

Տես նաև

• Աստղային նուկլեինթեզ
• CNO ցիկլը

Ծանոթագրություններ

1. 12.1 Процессы на Солнце. 12 Ядерные реакции на Солнце и в звездах / Л. И. Сарычева. ВВЕДЕНИЕ В ФИЗИКУ МИКРОМИРА — ФИЗИКА ЧАСТИЦ И ЯДЕР, ISBN 978-5-397-02675-8, курс лекций астрономического отделения физического факультета МГУ: «Определяющим для Солнца является рр-цикл.»
2. The Solar Interior Արխիվացված 2019-03-29 Wayback Machine / Solar Physics, Marshall Space Flight Center, NASA (անգլ.): «In stars like the Sun … three step process called the proton-proton or pp chain»
3. Loveland, W. D., Morrissey, D. J. and Seaborg, G. T. (2005) 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics Արխիվացված 2016-03-05 Wayback Machine / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons, ISBN 978-0-471-11532-8 DOI: 10.1002/0471768626.ch12, (անգլ.) page 29: «In our sun, 98 % of the energy comes from the pp chain and only 2 % from the CNO cycle.»
4. Loveland, W. D., Morrissey, D. J. and Seaborg, G. T. (2005) 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics Արխիվացված 2016-03-05 Wayback Machine / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/0471768626.ch12, (անգլ.) page 24 "12.6.2 Hydrogen Burning " "p + p → d + e+ +νe Q = 0.42 MeV "
5. Loveland, W. D., Morrissey, D. J. and Seaborg, G. T. (2005) 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics Արխիվացված 2016-03-05 Wayback Machine / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/0471768626.ch12, (անգլ.) page 24 "The next reaction in the sequence is d + p →3He + γ Q = 5.49 MeV. "
6. Loveland, W. D., Morrissey, D. J. and Seaborg, G. T. (2005) 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics Արխիվացված 2016-03-05 Wayback Machine / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/0471768626.ch12, (անգլ.) page 24 " In ~ 86 % of the cases, the reaction is 3He + 3He → 4He + 2p Q = 12.96 MeV «
7. Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, 2004, ISBN 978-0-387-20089-7: «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»

Գրականություն

• 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

Արտաքին հղումներ

• 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.