[{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BlogPosting","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki26\/2021\/08\/31\/proton-proton-kette-wikipedia\/#BlogPosting","mainEntityOfPage":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki26\/2021\/08\/31\/proton-proton-kette-wikipedia\/","headline":"Proton-Proton-Kette \u2013 Wikipedia","name":"Proton-Proton-Kette \u2013 Wikipedia","description":"“pp 1” leitet hierher weiter. F\u00fcr andere Verwendungen siehe Pp1. 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F\u00fcr andere Verwendungen siehe Pp1.Eine der Fusionsreaktionen, bei der Sterne Wasserstoff in Helium umwandeln  Logarithmus der relativen Energieabgabe (\u03b5) von Proton-Proton-(PP), CNO- und Triple-\u03b1-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\u2013p-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 Absto\u00dfung zu \u00fcberwinden.[4]In der Sonne sind Deuterium-produzierende Ereignisse selten.  Diprotonen sind das viel h\u00e4ufigere 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 vollst\u00e4ndige Umwandlung des Wasserstoffs zun\u00e4chst 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 n\u00e4chsten Reaktion.  In der Sonne gibt es zwei Hauptketten, die von Wasserstoff zu Helium f\u00fchren.  Eine Kette hat f\u00fcnf Reaktionen, die andere Kette hat sechs.Table of Contents  Geschichte der Theorie[edit]Die Proton-Proton-Kette[edit]Der p\u2013p I-Zweig[edit]Der p\u2013p II-Zweig[edit]Der p\u2013p III-Zweig[edit]Der p\u2013p IV (Hep)-Zweig[edit]Energiefreisetzung[edit]Die PEP-Reaktion[edit]Siehe auch[edit]Verweise[edit]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 \u00fcberwinden.  Nach der Entwicklung der Quantenmechanik wurde entdeckt, dass das Tunneln der Wellenfunktionen der Protonen durch die absto\u00dfende Barriere eine Fusion bei einer niedrigeren Temperatur als die klassische Vorhersage erm\u00f6glicht.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 ber\u00fccksichtigt 3Er Kerne (Zweig I), von denen wir jetzt wissen, dass sie wichtig sind.[6]  Dies war Teil der Arbeiten zur stellaren Nukleosynthese, f\u00fcr die Bethe 1967 den Nobelpreis f\u00fcr Physik erhielt.Die Proton-Proton-Kette[edit]Der erste Schritt in allen Zweigen ist die Verschmelzung zweier Protonen zu Deuterium.  Wenn die Protonen fusionieren, durchl\u00e4uft 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.  Einschlie\u00dflich 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 zugef\u00fchrt 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 m\u00f6glich, 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. 3Er: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 gesch\u00e4tzt, 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 m\u00f6gliche Wege zur Erzeugung 4Er.  In p\u2013p I wird Helium-4 durch Verschmelzen von zwei Helium-3-Kernen hergestellt;  die Zweige p\u2013p II und p\u2013p III verschmelzen 3Er  mit bereits vorhandenem 4Er  Beryllium-7 zu bilden, das weitere Reaktionen durchl\u00e4uft, um zwei Helium-4-Kerne zu erzeugen.Ungef\u00e4hr 99% der Energieabgabe der Sonne stammen aus den verschiedenen p-p-Ketten, w\u00e4hrend die anderen 1% aus dem CNO-Zyklus stammen.  Nach einem Sonnenmodell sind 83,3 Prozent der 4Er  von den verschiedenen p\u2013p-Zweigen produziert wird, wird \u00fcber Zweig I produziert, w\u00e4hrend p\u2013p II 16,68 Prozent und p\u2013p III 0,02 Prozent produziert.[1]  Da die H\u00e4lfte 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 sp\u00e4teren 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 sp\u00e4teren Stufen und 92,86 Prozent aus der Deuteriumsynthese.[10]  Der Unterschied ist offenbar auf leicht unterschiedliche Annahmen \u00fcber die Zusammensetzung und Metallizit\u00e4t der Sonne zur\u00fcckzuf\u00fchren.Es gibt auch den \u00e4u\u00dferst seltenen p\u2013p IV-Zweig.  Andere noch seltenere Reaktionen k\u00f6nnen auftreten.  Die Geschwindigkeit dieser Reaktionen ist aufgrund sehr kleiner Querschnitte sehr gering oder weil die Anzahl der reagierenden Teilchen so gering ist, dass alle m\u00f6glichen Reaktionen statistisch unbedeutend sind.Die Gesamtreaktion ist:4 1h+ + 2e– \u2192 4Er2+ + 2\u03bde26,73 MeV Energie freigesetzt, von denen ein Teil an die Neutrinos verloren geht.Der p\u2013p 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\u2013p I-Zweig ist dominant bei Temperaturen von 10 bis 14 MK.[citation needed]Unter 10 MK, die p\u2013p-Kette produziert nicht viel 4Er.[citation needed]Der p\u2013p II-Zweig[edit]  Der p\u2013p 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 7Sei  zu 7Li  eine Energie von tragen 0,861 MeV, w\u00e4hrend 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 7Sei zu stabilisieren 7Li betr\u00e4gt etwa 0,862 MeV, von denen fast alles an das Neutrino verloren geht, wenn der Zerfall direkt zum stabilen Lithium geht.Der p\u2013p III-Zweig[edit]  Proton-Proton-III-KetteDie letzten drei Stufen dieser Kette, plus die Positronen-Annihilation, tragen insgesamt 18.209 MeV bei, obwohl ein Gro\u00dfteil davon an das Neutrino verloren geht.Die p\u2013p III-Kette ist dominant, wenn die Temperatur \u00fcber 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\u2013p IV (Hep)-Zweig[edit]Diese Reaktion wird theoretisch vorhergesagt, wurde aber aufgrund ihrer Seltenheit (ca 0,3 ppm in der Sonne).  Bei dieser Reaktion f\u00e4ngt Helium-3 ein Proton direkt zu Helium-4 ein, mit einer noch h\u00f6heren m\u00f6glichen Neutrinoenergie (bis zu 18,8 MeV .).[citation needed]).Die Masse-Energie-Beziehung ergibt 19,795 MeV f\u00fcr die durch diese Reaktion freigesetzte Energie zuz\u00fcglich der anschlie\u00dfenden 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 urspr\u00fcnglichen Protonen verloren gegangen sind.  Diese Masse wurde in Energie umgewandelt, in Form von kinetischer Energie der erzeugten Teilchen, Gammastrahlen und Neutrinos, die w\u00e4hrend jeder der einzelnen Reaktionen freigesetzt werden.  Die Gesamtenergieausbeute einer ganzen Kette betr\u00e4gt 26,73 MeV.Als Gammastrahlen freigesetzte Energie wird mit Elektronen und Protonen wechselwirken und das Innere der Sonne erw\u00e4rmen.  Auch kinetische Energie von Fusionsprodukten (zB der beiden Protonen und der 42Er  aus der p-p I-Reaktion) f\u00fcgt dem Plasma in der Sonne Energie hinzu.  Diese Erw\u00e4rmung h\u00e4lt den Kern der Sonne hei\u00df und verhindert, dass er unter seinem eigenen Gewicht zusammenbricht, als w\u00fcrde die Sonne abk\u00fchlen.Neutrinos wechselwirken nicht signifikant mit Materie und heizen daher das Innere nicht auf und tragen so dazu bei, die Sonne gegen den Gravitationskollaps zu unterst\u00fctzen.  Ihre Energie geht verloren: Die Neutrinos in den Ketten p\u2013p I, p\u2013p II und p\u2013p III f\u00fchren 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 SonneZweigProzent des produzierten Helium-4Prozentualer Verlust durch Neutrino-ProduktionRelativer EnergieverlustRelative Menge an erzeugter LeuchtkraftProzentsatz der GesamtleuchtkraftZweig I83,321,6781,683,6Zweig II16.6840,6716.016.4Zweig III0,0228,30,00570,0140,015Gesamt1002.3497,7100Die PEP-Reaktion[edit]  Proton-Proton- und Elektroneneinfangreaktionen in einem SternDeuterium kann auch durch die seltene Pep-Reaktion (Proton-Elektron-Proton) (Elektroneneinfang) hergestellt werden:In der Sonne betr\u00e4gt das Frequenzverh\u00e4ltnis der pep-Reaktion gegen\u00fcber der p-p-Reaktion 1:400.  Die bei der pep-Reaktion freigesetzten Neutrinos sind jedoch weitaus energiereicher: W\u00e4hrend 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 k\u00f6nnen 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 verf\u00fcgbar sind.[15]Siehe auch[edit]Verweise[edit]^ ein B C D Adelberger, Eric G.;  et al.  (12. April 2011).  \u201eSolar Fusion Querschnitte. II. Die pp-Kette und CNO-Zyklen\u201c. 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 best\u00e4tigt, dass sich die Prozents\u00e4tze darauf beziehen, wie viel von jeder Reaktion stattfindet oder wie viel Helium-4 von jedem Zweig produziert wird.^ “Die Proton-Proton-Kette”. Astronomie 162: Sterne, Galaxien und Kosmologie.  Archiviert von das Original am 2016-06-20.  Abgerufen 2018-07-30.^ Salaris, Maurizio;  Cassisi, Santi (2005). Entwicklung von Sternen und stellaren Populationen.  John Wiley und S\u00f6hne.  S. 119\u2013121.  ISBN 0-470-09220-3.^ Ishfaq Ahmad, Der Kern, 1: 42, 59, (1971), Die Kernspaltungsreaktion vom Protonentyp.^ Kenneth S. Krane, Einf\u00fchrung in die Kernphysik, Wiley, 1987, p.  537.^ Hans Bethe (1. M\u00e4rz 1939). “Energieproduktion in Sternen”. Physische \u00dcberpr\u00fcfung. 55 (5): 434\u2013456.  Bibcode:1939PhRv…55..434B.  mach:10.1103\/PhysRev.55.434.^ ein B Iliadis, Christian (2007). Kernphysik der Sterne.  Weinheim: Wiley-VCH.  ISBN 9783527406029.  OCLC 85897502.^ Phillips, Anthony C. (1999). Die Physik der Sterne (2. Aufl.).  Chichester: John Wiley.  ISBN 0471987972.  OCLC 40948449.^ 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.^ Aldo Serenelli;  et al.  (November 2009).  \u201eNeue Solarzusammensetzung: Das Problem mit Solarmodellen Revisited\u201c. Die Briefe des Astrophysikalischen Journals. 705 (2): L123\u2013L127.  arXiv:0909.2668.  Bibcode:2009ApJ…705L.123S.  mach:10.1088\/0004-637X\/705\/2\/L123.  S2CID 14323767.  Berechnet aus Modell AGSS09 in Tabelle 3.^ LeBlanc, Francis. Eine Einf\u00fchrung in die stellare Astrophysik.^ Burbidge, E.;  Burbidge, G.;  Fowler, William;  Hoyle, F. (1. Oktober 1957). “Synthese der Elemente in Sternen”. Bewertungen zu moderner Physik. 29 (4): 547\u2013650.  Bibcode:1957RvMP…29..547B.  mach:10.1103\/RevModPhys.29.547.^ Claus E. Rolfs und William S. Rodney, Kessel im Kosmos, The University of Chicago Press, 1988, p.  354.^ Bellini, G.;  et al.  (2. Februar 2012).  \u201eErster Nachweis von pep Solar Neutrinos durch direkte Detektion in Borexino\u201c. Physische \u00dcberpr\u00fcfungsschreiben. 108 (5): 051302. arXiv:1110.3230.  Bibcode:2012PhRvL.108e1302B.  mach:10.1103\/PhysRevLett.108.051302.  PMID 22400925.  S2CID 118444784.^ 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."},{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BreadcrumbList","itemListElement":[{"@type":"ListItem","position":1,"item":{"@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki26\/#breadcrumbitem","name":"Enzyklop\u00e4die"}},{"@type":"ListItem","position":2,"item":{"@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki26\/2021\/08\/31\/proton-proton-kette-wikipedia\/#breadcrumbitem","name":"Proton-Proton-Kette \u2013 Wikipedia"}}]}]