Proton-Proton-Kette – Wikipedia

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“pp 1” leitet hierher weiter. Für andere Verwendungen siehe Pp1.

Eine der Fusionsreaktionen, bei der Sterne Wasserstoff in Helium umwandeln

Logarithmus der relativen Energieabgabe (ε) von Proton-Proton-(PP), CNO- und Triple-α-Fusionsprozessen bei verschiedenen Temperaturen (T). Die gestrichelte Linie zeigt die kombinierte Energieerzeugung der PP- und CNO-Prozesse innerhalb eines Sterns. Bei der Kerntemperatur der Sonne von 15,5 Millionen K dominiert der PP-Prozess. Der PPI-Prozess und der CNO-Prozess sind bei etwa 20 MK gleich.[1]
Schema der Proton-Proton-Zweig-I-Reaktion

Die Proton-Proton-Kette, auch allgemein als die bezeichnet p–p-Kette, ist eine von zwei bekannten Gruppen von Kernfusionsreaktionen, bei denen Sterne Wasserstoff in Helium umwandeln. Es dominiert in Sternen mit Massen kleiner oder gleich der der Sonne,[2] wohingegen der CNO-Zyklus, die andere bekannte Reaktion, von theoretischen Modellen vorgeschlagen wird, in Sternen mit einer Masse von mehr als dem 1,3-fachen der Sonnenmasse zu dominieren.[3]

Im Allgemeinen kann eine Proton-Proton-Fusion nur stattfinden, wenn die kinetische Energie (dh die Temperatur) der Protonen hoch genug ist, um ihre gegenseitige elektrostatische Abstoßung zu überwinden.[4]

In der Sonne sind Deuterium-produzierende Ereignisse selten. Diprotonen sind das viel häufigere Ergebnis von Proton-Proton-Reaktionen innerhalb des Sterns, und Diprotonen zerfallen fast sofort wieder in zwei Protonen. Da die Umwandlung von Wasserstoff in Helium langsam erfolgt, wird die vollständige Umwandlung des Wasserstoffs zunächst im Kern der Sonne mit mehr als zehn Milliarden Jahren beziffert.[5]

Obwohl sie manchmal als “Proton-Proton-Kettenreaktion” bezeichnet wird, ist sie keine Kettenreaktion im normalen Sinne. Bei den meisten Kernreaktionen bezeichnet eine Kettenreaktion eine Reaktion, die ein Produkt erzeugt, wie z. Die Proton-Proton-Kette ist wie eine Zerfallskette eine Reihe von Reaktionen. Das Produkt einer Reaktion ist das Ausgangsmaterial der nächsten Reaktion. In der Sonne gibt es zwei Hauptketten, die von Wasserstoff zu Helium führen. Eine Kette hat fünf Reaktionen, die andere Kette hat sechs.

Geschichte der Theorie[edit]

Die Theorie, dass Proton-Proton-Reaktionen das Grundprinzip sind, nach dem die Sonne und andere Sterne brennen, wurde in den 1920er Jahren von Arthur Eddington vertreten. Damals galt die Temperatur der Sonne als zu niedrig, um die Coulomb-Barriere zu überwinden. Nach der Entwicklung der Quantenmechanik wurde entdeckt, dass das Tunneln der Wellenfunktionen der Protonen durch die abstoßende Barriere eine Fusion bei einer niedrigeren Temperatur als die klassische Vorhersage ermöglicht.

1939 versuchte Hans Bethe, die Geschwindigkeiten verschiedener Reaktionen in Sternen zu berechnen. Ausgehend von zwei Protonen, die sich zu Deuterium und einem Positron verbinden, fand er den sogenannten Zweig II der Proton-Proton-Kette. Aber er hat die Reaktion von zweien nicht berücksichtigt 3
Er Kerne (Zweig I), von denen wir jetzt wissen, dass sie wichtig sind.[6] Dies war Teil der Arbeiten zur stellaren Nukleosynthese, für die Bethe 1967 den Nobelpreis für Physik erhielt.

Die Proton-Proton-Kette[edit]

Der erste Schritt in allen Zweigen ist die Verschmelzung zweier Protonen zu Deuterium. Wenn die Protonen fusionieren, durchläuft eines von ihnen einen Beta-Plus-Zerfall und wandelt sich in ein Neutron um, indem es ein Positron und ein Elektron-Neutrino emittiert[7] (obwohl eine kleine Menge Deuterium durch die “Pep”-Reaktion produziert wird, siehe unten):

Das Positron wird mit einem Elektron aus der Umgebung in zwei Gammastrahlen zerfallen. Einschließlich dieser Annihilation und der Energie des Neutrinos ergibt sich die Nettoreaktion

(das ist das gleiche wie die PEP-Reaktion, siehe unten) hat a Q Wert (freigesetzte Energie) von 1,442 MeV:[7]

Die relativen Energiemengen, die dem Neutrino und den anderen Produkten zugeführt werden, sind variabel.

Dies ist die geschwindigkeitsbestimmende Reaktion und ist extrem langsam, da sie durch die schwache Kernkraft initiiert wird. Das durchschnittliche Proton im Kern der Sonne wartet 9.000 Millionen Jahre, bevor es erfolgreich mit einem anderen Proton fusioniert. Es war nicht möglich, den Wirkungsquerschnitt dieser Reaktion experimentell zu messen, da er so gering ist[8] aber es kann aus der Theorie berechnet werden.[1]

Nach seiner Bildung kann das in der ersten Stufe erzeugte Deuterium mit einem anderen Proton fusionieren, um das leichte Isotop von Helium zu erzeugen. 3
Er
:

Dieser Prozess, der eher durch die starke Kernkraft als durch die schwache Kraft vermittelt wird, ist im Vergleich zum ersten Schritt extrem schnell. Es wird geschätzt, dass unter den Bedingungen im Sonnenkern jeder neu entstandene Deuteriumkern nur etwa eine Sekunde existiert, bevor er in Helium-3 umgewandelt wird.[1]

In der Sonne existiert jeder bei diesen Reaktionen produzierte Helium-3-Kern nur etwa 400 Jahre, bevor er in Helium-4 umgewandelt wird.[9] Sobald das Helium-3 produziert wurde, gibt es vier mögliche Wege zur Erzeugung 4
Er
. In p–p I wird Helium-4 durch Verschmelzen von zwei Helium-3-Kernen hergestellt; die Zweige p–p II und p–p III verschmelzen 3
Er
 mit bereits vorhandenem 4
Er
 Beryllium-7 zu bilden, das weitere Reaktionen durchläuft, um zwei Helium-4-Kerne zu erzeugen.

Ungefähr 99% der Energieabgabe der Sonne stammen aus den verschiedenen p-p-Ketten, während die anderen 1% aus dem CNO-Zyklus stammen. Nach einem Sonnenmodell sind 83,3 Prozent der 4
Er
 von den verschiedenen p–p-Zweigen produziert wird, wird über Zweig I produziert, während p–p II 16,68 Prozent und p–p III 0,02 Prozent produziert.[1] Da die Hälfte der in den Zweigen II und III produzierten Neutrinos im ersten Schritt (Synthese von Deuterium) produziert werden, stammen nur etwa 8,35 Prozent der Neutrinos aus den späteren Schritten (siehe unten) und etwa 91,65 Prozent aus der Deuterium-Synthese. Ein anderes Sonnenmodell aus der gleichen Zeit liefert jedoch nur 7,14 Prozent Neutrinos aus den späteren Stufen und 92,86 Prozent aus der Deuteriumsynthese.[10] Der Unterschied ist offenbar auf leicht unterschiedliche Annahmen über die Zusammensetzung und Metallizität der Sonne zurückzuführen.

Es gibt auch den äußerst seltenen p–p IV-Zweig. Andere noch seltenere Reaktionen können auftreten. Die Geschwindigkeit dieser Reaktionen ist aufgrund sehr kleiner Querschnitte sehr gering oder weil die Anzahl der reagierenden Teilchen so gering ist, dass alle möglichen Reaktionen statistisch unbedeutend sind.

Die Gesamtreaktion ist:

4 1h+ + 2e– → 4Er2+ + 2νe

26,73 MeV Energie freigesetzt, von denen ein Teil an die Neutrinos verloren geht.

Der p–p I-Zweig[edit]

Die gesamte Kette setzt eine Nettoenergie von frei 26,732 MeV[11] 2,2 Prozent dieser Energie (0,59 MeV) gehen jedoch an die erzeugten Neutrinos verloren.[12]

Der p–p I-Zweig ist dominant bei Temperaturen von 10 bis 14 MK.[citation needed]

Unter 10 MK, die p–p-Kette produziert nicht viel 4
Er
.[citation needed]

Der p–p II-Zweig[edit]

Der p–p II-Zweig ist bei Temperaturen von 14 bis dominant 23 MK.[citation needed]

Beachten Sie, dass die Energien in der zweiten obigen Reaktion die Energien der Neutrinos sind, die durch die Reaktion erzeugt werden. 90 Prozent der Neutrinos entstehen bei der Reaktion von 7
Sei
 zu 7
Li
 eine Energie von tragen 0,861 MeV, während die restlichen 10 Prozent tragen 0,383 MeV. Der Unterschied besteht darin, ob sich das produzierte Lithium-7 im Grundzustand oder in einem angeregten (metastabilen) Zustand befindet. Die gesamte freigesetzte Energie geht von 7
Sei zu stabilisieren 7
Li beträgt etwa 0,862 MeV, von denen fast alles an das Neutrino verloren geht, wenn der Zerfall direkt zum stabilen Lithium geht.

Der p–p III-Zweig[edit]

Proton-Proton-III-Kette

Die letzten drei Stufen dieser Kette, plus die Positronen-Annihilation, tragen insgesamt 18.209 MeV bei, obwohl ein Großteil davon an das Neutrino verloren geht.

Die p–p III-Kette ist dominant, wenn die Temperatur über 23 MK.

Die p-p III-Kette ist keine Hauptenergiequelle in der Sonne, aber sie war im solaren Neutrinoproblem sehr wichtig, weil sie sehr energiereiche Neutrinos (bis zu 14,06 MeV).

Der p–p IV (Hep)-Zweig[edit]

Diese Reaktion wird theoretisch vorhergesagt, wurde aber aufgrund ihrer Seltenheit (ca 0,3 ppm in der Sonne). Bei dieser Reaktion fängt Helium-3 ein Proton direkt zu Helium-4 ein, mit einer noch höheren möglichen Neutrinoenergie (bis zu 18,8 MeV .).[citation needed]).

Die Masse-Energie-Beziehung ergibt 19,795 MeV für die durch diese Reaktion freigesetzte Energie zuzüglich der anschließenden Annihilation, von der ein Teil an das Neutrino verloren geht.

Energiefreisetzung[edit]

Ein Vergleich der Masse des letzten Helium-4-Atoms mit den Massen der vier Protonen zeigt, dass 0,7 Prozent der Masse der ursprünglichen Protonen verloren gegangen sind. Diese Masse wurde in Energie umgewandelt, in Form von kinetischer Energie der erzeugten Teilchen, Gammastrahlen und Neutrinos, die während jeder der einzelnen Reaktionen freigesetzt werden. Die Gesamtenergieausbeute einer ganzen Kette beträgt 26,73 MeV.

Als Gammastrahlen freigesetzte Energie wird mit Elektronen und Protonen wechselwirken und das Innere der Sonne erwärmen. Auch kinetische Energie von Fusionsprodukten (zB der beiden Protonen und der 4
2Er
 aus der p-p I-Reaktion) fügt dem Plasma in der Sonne Energie hinzu. Diese Erwärmung hält den Kern der Sonne heiß und verhindert, dass er unter seinem eigenen Gewicht zusammenbricht, als würde die Sonne abkühlen.

Neutrinos wechselwirken nicht signifikant mit Materie und heizen daher das Innere nicht auf und tragen so dazu bei, die Sonne gegen den Gravitationskollaps zu unterstützen. Ihre Energie geht verloren: Die Neutrinos in den Ketten p–p I, p–p II und p–p III führen 2,0 %, 4,0 % bzw. 28,3 % der Energie dieser Reaktionen ab.[13]

Die folgende Tabelle berechnet die Menge an Energie, die an Neutrinos verloren geht, und die Menge an “Sonnenleuchtkraft”, die von den drei Zweigen kommt. “Leuchtkraft” bedeutet hier die Energiemenge, die von der Sonne als elektromagnetische Strahlung und nicht als Neutrinos abgegeben wird. Die verwendeten Ausgangszahlen sind die in diesem Artikel weiter oben genannten. Die Tabelle betrifft nur die 99% der Leistung und Neutrinos, die aus den pp-Reaktionen stammen, nicht die 1%, die aus dem CNO-Zyklus stammen.

Leuchtkraftproduktion in der Sonne
Zweig Prozent des produzierten Helium-4 Prozentualer Verlust durch Neutrino-Produktion Relativer Energieverlust Relative Menge an erzeugter Leuchtkraft Prozentsatz der Gesamtleuchtkraft
Zweig I 83,3 2 1,67 81,6 83,6
Zweig II 16.68 4 0,67 16.0 16.4
Zweig III 0,02 28,3 0,0057 0,014 0,015
Gesamt 100 2.34 97,7 100

Die PEP-Reaktion[edit]

Proton-Proton- und Elektroneneinfangreaktionen in einem Stern

Deuterium kann auch durch die seltene Pep-Reaktion (Proton-Elektron-Proton) (Elektroneneinfang) hergestellt werden:

In der Sonne beträgt das Frequenzverhältnis der pep-Reaktion gegenüber der p-p-Reaktion 1:400. Die bei der pep-Reaktion freigesetzten Neutrinos sind jedoch weitaus energiereicher: Während die im ersten Schritt der p-p-Reaktion erzeugten Neutrinos eine Energie von bis zu 0,42 MeV, erzeugt die pep-Reaktion Neutrinos mit scharfer Energielinie von 1,44 MeV. Der Nachweis von solaren Neutrinos aus dieser Reaktion wurde 2012 von der Borexino-Kollaboration berichtet.[14]

Sowohl die pep- als auch die pp-Reaktion können als zwei unterschiedliche Feynman-Darstellungen derselben grundlegenden Wechselwirkung angesehen werden, bei der das Elektron als Positron auf die rechte Seite der Reaktion gelangt. Dies wird in der Abbildung von Proton-Proton- und Elektroneneinfangreaktionen in einem Stern dargestellt, die auf der NDM’06-Website verfügbar sind.[15]

Siehe auch[edit]

Verweise[edit]

  1. ^ ein B C D Adelberger, Eric G.; et al. (12. April 2011). „Solar Fusion Querschnitte. II. Die pp-Kette und CNO-Zyklen“. Bewertungen zu moderner Physik. 83 (1): 201. arXiv:1004.2318. Bibcode:2011RvMP…83..195A. mach:10.1103/RevModPhys.83.195. S2CID 119117147. Siehe Abbildung 2. Die Bildunterschrift ist nicht sehr klar, aber es wurde bestätigt, dass sich die Prozentsätze darauf beziehen, wie viel von jeder Reaktion stattfindet oder wie viel Helium-4 von jedem Zweig produziert wird.
  2. ^ “Die Proton-Proton-Kette”. Astronomie 162: Sterne, Galaxien und Kosmologie. Archiviert von das Original am 2016-06-20. Abgerufen 2018-07-30.
  3. ^ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). Entwicklung von Sternen und stellaren Populationen. John Wiley und Söhne. S. 119–121. ISBN 0-470-09220-3.
  4. ^ Ishfaq Ahmad, Der Kern, 1: 42, 59, (1971), Die Kernspaltungsreaktion vom Protonentyp.
  5. ^ Kenneth S. Krane, Einführung in die Kernphysik, Wiley, 1987, p. 537.
  6. ^ Hans Bethe (1. März 1939). “Energieproduktion in Sternen”. Physische Überprüfung. 55 (5): 434–456. Bibcode:1939PhRv…55..434B. mach:10.1103/PhysRev.55.434.
  7. ^ ein B Iliadis, Christian (2007). Kernphysik der Sterne. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 9783527406029. OCLC 85897502.
  8. ^ Phillips, Anthony C. (1999). Die Physik der Sterne (2. Aufl.). Chichester: John Wiley. ISBN 0471987972. OCLC 40948449.
  9. ^ Dieses Mal und die beiden anderen oben genannten Zeiten stammen von: Byrne, J. Neutronen, Kerne und Materie, Dover-Publikationen, Mineola, NY, 2011, ISBN 0486482383, S. 8.
  10. ^ Aldo Serenelli; et al. (November 2009). „Neue Solarzusammensetzung: Das Problem mit Solarmodellen Revisited“. Die Briefe des Astrophysikalischen Journals. 705 (2): L123–L127. arXiv:0909.2668. Bibcode:2009ApJ…705L.123S. mach:10.1088/0004-637X/705/2/L123. S2CID 14323767. Berechnet aus Modell AGSS09 in Tabelle 3.
  11. ^ LeBlanc, Francis. Eine Einführung in die stellare Astrophysik.
  12. ^ Burbidge, E.; Burbidge, G.; Fowler, William; Hoyle, F. (1. Oktober 1957). “Synthese der Elemente in Sternen”. Bewertungen zu moderner Physik. 29 (4): 547–650. Bibcode:1957RvMP…29..547B. mach:10.1103/RevModPhys.29.547.
  13. ^ Claus E. Rolfs und William S. Rodney, Kessel im Kosmos, The University of Chicago Press, 1988, p. 354.
  14. ^ Bellini, G.; et al. (2. Februar 2012). „Erster Nachweis von pep Solar Neutrinos durch direkte Detektion in Borexino“. Physische Überprüfungsschreiben. 108 (5): 051302. arXiv:1110.3230. Bibcode:2012PhRvL.108e1302B. mach:10.1103/PhysRevLett.108.051302. PMID 22400925. S2CID 118444784.
  15. ^ Internationale Konferenz zu Neutrino und Dunkler Materie, Donnerstag, 07. September 2006, https://indico.lal.in2p3.fr/getFile.py/access?contribId=s16t1&sessionId=s16&resId=1&materialId=0&confId=a05162 Sitzung 14.