Cykl protonowy

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj
Cykl protonowy ppI
Schemat cyklu protonowego

Cykl protonowy (cykl proton-proton, łańcuch pp) – cykl reakcji jądrowych, w których z czterech jąder wodoru powstaje stabilne jądro helu. Ponadto podczas przemian uwalniana jest energia jądrowa, która jest głównym źródłem energii Słońca i innych niezbyt masywnych gwiazd. Cykl pp zachodzi w jądrach gwiazd o temperaturze od kilku do kilkunastu milionów kelwinów. Został zaproponowany przez Hansa Bethe i Charlesa Critchfielda.

Cykl rozpoczyna fuzja dwóch protonów, która jest możliwa, gdy mają one dostatecznie dużą energię, by pokonać barierę kulombowską. Zbliżenie protonów jest możliwe także dzięki znanemu z mechaniki kwantowej efektowi tunelowemu, którego prawdopodobieństwo zajścia zależy od energii kinetycznej protonów i rośnie wraz z nią. Tempo przebiegu tej reakcji w temperaturze Słońca jest rzędu 109 lat. Z powodu powolności tej reakcji Słońce nadal świeci - w przeciwnym wypadku reakcje przebiegałyby na tyle szybko, że wodór zostałby w gwieździe wyczerpany.

Do wytworzenia jąder helu z czterech jąder wodoru może dojść w wyniku różnych reakcji jądrowych. Stosuje się podział na trzy zazębiające się cykle: ppI, ppII i ppIII.

Cykl ppI[edytuj | edytuj kod]

Pierwsze zachodzące reakcje składają się na tzw. cykl ppI. W wyniku fuzji dwóch jąder wodoru 1H (dwóch protonów) powstaje jądro deuteru 2D, pozyton i neutrino elektronowe.

{}^1\hbox{H}\;+{}^1\hbox{H}\to {}^2\hbox{D}+e^{+}+{\nu}_e+1,44\;\text{MeV}

Pozyton natychmiast anihiluje z elektronem i zostają wypromieniowane dwa kwanty promieniowania gamma. Następnie jądro deuteru 2D łączy się z jądrem wodoru 1H tworząc jądro helu 3He. Dodatkowo zostaje wypromieniowany kwant promieniowania gamma.

{}^2\hbox{D}\;+{}^1\hbox{H}\to {}^3\hbox{He}+\gamma+5,49\;\text{MeV}

Cykl ppI kończy reakcja fuzji dwóch jąder helu 3He w efekcie której powstają jądro helu 4He i dwa jądra wodoru 1H, Zachodzi on głównie w przedziale temperatur 107<T<1,4 \cdot107 K. W temperaturze T<107 K produkowane jest niewiele jąder helu.

{}^3\hbox{He}\;+{}^3\hbox{He}\to {}^4\hbox{He}+{}^1\hbox{H}\;+{}^1\hbox{H}+12,85\;\text{MeV}

Cykl ppII[edytuj | edytuj kod]

W przedziale temperatur 1,4 \cdot107<T<2,3 \cdot107 K dominuje cykl ppII. Po dwóch pierwszych reakcjach cyklu ppI dochodzi do syntezy helu 3He z helem 4He. Wytworzone zostaje jądro berylu 7Be i kwant promieniowania gamma.

{}^3\hbox{He}\;+{}^4\hbox{He}\to {}^7\hbox{Be}+\gamma+1,586\;\text{MeV}

Nietrwałe jądro berylu 7Be szybko wychwytuje elektron i tworzy się jądro litu 7Li i neutrino elektronowe.

{}^7\hbox{Be}\;+e\to {}^7\hbox{Li}+{\nu}_e+\gamma+0,861\;\text{MeV}

Następnie w wyniku reakcji litu 7Li i jądra wodoru 1H powstają dwa jądra helu 4He.

{}^7\hbox{Li}\;+{}^1\hbox{H}\to {}^4\hbox{He}+{}^4\hbox{He}+17,347\;\text{MeV}

Cykl ppIII[edytuj | edytuj kod]

W temperaturze T>2,3 \cdot107 K, po pierwszej reakcji cyklu ppII może zamiast reakcji wychwytu elektronu przez jądro berylu zajść fuzja wodoru i berylu w wyniku której powstaje jądro boru 8B i kwant promieniowania gamma.

{}^{7}\hbox{Be}\;+{}^1\hbox{H}\to\;^{8}_{5}\hbox{B}\;+\gamma+0,135\;\text{MeV}

Jądro boru 8B rozpada się na jądro berylu 8Be, pozyton i neutrino elektronowe. Wzbudzone jądro berylu rozpada się na dwa jądra helu, przy czym energia rozpadu 18,074 MeV jest sumą uwalnianej energii wzbudzenia i energii powstającej z deficytu masy.

{}^{8}\hbox{B}\;\to\;^{8}\hbox{Be}^*\;+\;{e^+}+\;\nu_e+14,06\;\text{MeV}
{}^{8}\hbox{Be}^*\;\to\;{}^4\hbox{He}+{}^4\hbox{He}+18,074\;\text{MeV}

Cykl ppIII nie jest istotnym źródłem energii w Słońcu, ale generuje on wysokoenergetyczne neutrina (do 14,06 MeV), z którymi związany był problem neutrin słonecznych.

Energia[edytuj | edytuj kod]

W wyniku każdego z cyklów ppI, ppII, ppIII z czterech jąder wodoru powstaje jedno jądro helu i dwa neutrina. Energia uwalniana w tych reakcjach wynosi 26,74 MeV, ale neutrina unoszą jej część. W cyklu ppI neutrina unoszą 1,9%, w cyklu ppII 3,9% i w cyklu ppIII - 27,3% energii całkowitej.

Bibliografia[edytuj | edytuj kod]

  • M. Kubiak Gwiazdy i materia międzygwiazdowa, Wydawnictwo Naukowe PWN, Warszawa 1994 r.
  • E. Böhm-Vitense Stellar astrophysics: stellar structure and evolution, Cambridge University Press, 1992

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]