Ядерные процессы
Радиоактивный распад
Альфа-распад Бета-распад Кластерный распад Двойной бета-распад Электронный захват Двойной электронный захват Гамма-излучение Внутренняя конверсия Изомерный переход Нейтронный распад Позитронный распад Протонный распад Спонтанное деление
Нуклеосинтез
Термоядерная реакция CNO-цикл Ядерное горение дейтерия Ядерное горение лития Тройная гелиевая реакция Гелиевая вспышка Ядерное горение углерода Углеродная детонация Ядерное горение неона Ядерное горение кислорода Ядерное горение кремния Нейтронный захват r-процесс s-процесс Захват протонов: p-процесс rp-процесс Нейтронизация Реакции скалывания Взрывной нуклеосинтез

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 , на него приходится до 98 % выделяемой энергии .

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 ³ He ; наконец, два ядра атома гелия-3 сливаются, образуя ядро атома гелия-4 . При этом высвобождаются два протона.

• p + p → ² H + e ⁺ + ν _e + 0,42 МэВ
• ² H + p → ³ He + γ + 5,49 МэВ.
• ³ He + ³ He → ⁴ He + 2 p + 12,85 МэВ.

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.

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 ${\displaystyle \mathrm {^{2}H} }$ ) :

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

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 ³ He (ветвь ppI, 85 % в условиях Солнца) или ⁴ He (ветви ppII и ppIII, суммарно около 15 % на Солнце). В очень редких случаях (10 ⁻⁵ % на Солнце) ³ He 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 ³ He+ ³ He и ³ He+ ⁴ He, несмотря на более высокий кулоновский барьер , не связаны с изменением заряда нуклонов.

См. также

• Звёздный нуклеосинтез
• CNO-цикл

Примечания

Литература

• Bethe, H. A., Critchfield, C. L., // 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

Ссылки

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