Протон-протонный цикл

Протон-протонный цикл — совокупность термоядерных реакций, в ходе которых водород превращается в гелий в звёздах, находящихся на главной звёздной 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].

Протон-протонный цикл (ветвь ppI)

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» в ядре и эта реакция там прекратится, оценивается в 6 миллиардов лет. Дальнейшая эволюция Солнца связана со сжатием ядра, где начнётся ядерное горение гелия и продолжением горения водорода в сферической оболочке вокруг ядра.

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

pp-реакция

Реакция слияния двух протонов происходит в две 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 β⁺-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

1. 12.1 Процессы на Солнце. 12 Ядерные реакции на Солнце и в звездах Архивная копия от 14 июля 2015 на Wayback Machine / 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 Архивная копия от 29 марта 2019 на Wayback Machine / Solar Physics, Marshall Space Flight Center, NASA (англ.): «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 Архивная копия от 5 марта 2016 на Wayback Machine / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons, ISBN 978-0-471-11532-8 DOI: 10.1002/0471768626.ch12, (англ.) 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 Архивная копия от 5 марта 2016 на Wayback Machine / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/0471768626.ch12, (англ.) 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 Архивная копия от 5 марта 2016 на Wayback Machine / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/0471768626.ch12, (англ.) 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 Архивная копия от 5 марта 2016 на Wayback Machine / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/0471768626.ch12, (англ.) 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 Архивная копия от 2 марта 2018 на Wayback Machine, 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»

Литература

• 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