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质子-质子链反应

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质子-质子支链反应在太阳大小或更小的恒星中占主导地位

质子-质子链式反应是恒星将氢转化为氦的两种已知的核聚变反应之一。它在质量小于或等于太阳的恒星中占据主导地位，[1] 另一种已知的核聚变反应是由理论模型提出的氯化萘循环，在质量大于太阳质量1.3倍的恒星中占主导地位。[2]

一般来说，只有在动能 (即温度)的质子高到足以克服它们之间的静电或库伦排斥才可以发生质子-质子融合。[3]

在太阳中， 产生氘的活动很少。双质子是恒星内质子-质子反应中更加常见的结果，双质子几乎立即衰变回两个质子。因为氢转化成氦很慢，所以位于太阳的核心的氢完全转化为氦预计需要一百亿年。[4]

虽然经常被称为“质子-质子链式反应”，但它不是一般意义上的链式反应 (至少在分支I上不是一——在分支II和分支III中，氦是产物，也是催化剂)。质子-质子链式反应不会产生持续诱导反应进行的粒子(例如在裂变过程中释放的中子)。事实上，该速率是自我抑制的，因为产生的热量趋向于降低密度。然而，它是一条链(像衰变链)和反应，或者更准确地说是一个链式反应，从两个质子聚集在一起并产生氘。

1 理论的历史编辑

二十世纪二十年代，阿瑟·爱丁顿主张质子-质子反应理论是太阳和其他恒星燃烧的基本原理。当时，太阳的温度被认为太低而无法克服库仑势垒。在量子力学发展之后，人们发现质子的波函数的波函数通过排斥势垒的隧穿效应使得质子能在比经典预测更低的温度下进行。

即便如此，质子-质子融合是如何进行仍旧不清楚，因为最明显的产物氦-2(双质子)是不稳定的，氦-2几乎立即解离成两个质子。1939年，汉斯·贝特提出，在短暂的融合过程中，经由弱相互作用 ，双质子中的一个质子可以通过β辐射衰变变成一个中子，这使得氘成为了链式反应中中至关重要的产物。[5]这个想法是恒星核合成合成研究的一部分，也因此贝瑟赢得了1967年的诺贝尔物理学奖。

2 质子-质子链式反应编辑

质子-质子链式反应的第一步涉及到两个1H 核(质子)融合成为氘，在这个过程中一个质子会转化为一个中子，释放一个正电子和一个中微子。这是一个两阶段的过程；首先，两个质子融合形成一个双质子：

11H  +  11H  →  22He 

接下来是双质子通过β+衰变成为氘的过程:

22He  →  21H-  +  e+  ||+ ||νe

整个反应过程的总公式是:

11H  +  11H  →  21H-  +  e+  ||+ ||νe  ||+ ||0.42 MeV

第二步非常慢，因为从双质子转化为氘的正电子发射过程极其罕见(绝大多数情况下，双质子通过质子发射)衰减回两个质子。这是因为正电子的发射是由弱核力引起的，而弱核力比强核力和电磁力弱。

在成功进行质子-质子融合之前，太阳核心的质子的半衰期估计约为10亿年，即使在极端压力和温度下也是如此。

通过β发射衰变放射的正电子通常立即和电子湮灭。它们的质能加上动能转化为两条γ射线(光子），每个光子的质能为511keV (千电子伏)。

e−  ||+ ||e+  ||→ ||2 γ  ||+ ||1.022 MeV

在γ射线形成后，在第一阶段产生的氘可以与另一个质子融合产生氦的轻同位素, 3He的产生公式为:

21D  +  11H  →  32He  +  γ  ||+ ||5.49 MeV

与第一步相比，这个以强核力而不是弱核力为媒介的过程极其迅速。据估计，在太阳的核心的条件下，每个新产生的氘核在转化为氦-3之前只存在大约4秒钟。

在太阳中，这些反应中产生的每一个氦-3核在转化为氦-4之前只存在了大约400年。[6]氦-3一旦产生，有四种可能生成4He的途径。在P-P I分支中，氦-4是由两个氦-3核融合而成的；而在P-P II和P-P III分支中是通过把3He与预先存在的4He 形成铍-7，铍-7经过进一步的反应产生两个氦-4原子核。

在太阳中，4He 通过P-P I分支合成的频率为83.30%，P-P II分支为16.68%，P-P III为0.02%。[7]

另外，还有极其罕见的P-P IV分支。可能会发生其他更罕见的反应。由于横截面非常小，或者由于反应粒子的数量非常少，任何可能发生的反应在统计上都是微不足道的，所以这些反应的速率非常低。这就是为什么看不到质量5或质量8元素的部分原因。而产生它们的反应，例如质子+氦-4产生锂-5，或者两个氦-4核聚集在一起形成铍-8，可能确实发生了，但是因为没有原子量为5或者8的稳定的同位素，这些元素没有被检测到；最后生成的产物立即衰变为它们的初始反应物。

总体反应式是:

4  1 1H → 4 He 2- + 2e + + 2ν e

2.1 P-P I分支

32He  +  32He  →  42He  +  2 11H  +  12.86 MeV

完整的P-P I连锁反应释放的净能量为26.732 MeV。[8] 其中百分之二的能量被产生的中微子损失掉了。[9]P-P I分支在10到14 MK的温度下占主导地位。在10 MK以下的温度，P-P链不会产生太多4He。

2.2 P-P II分支

质子-质子 II链式反应

32He  +  42He  →  74Be  +  γ
74Be  +  e−  ||→ ||73Li- ||+ ||νe  ||+ ||0.861 MeV ||/ ||0.383 MeV



73Li  +  11H  →  2 42He

在14至23 MK的温度下，P-P II分支占据主导地位。

请注意，上式中的能量不是反应释放的能量。相反，它们是反应产生的中微子的能量。90%的中微子产生于7Be 转化为7Li 的反应中，其携带的能量为0.861 MeV，而剩余的10%的中微子携带0.383 MeV的能量。两类中微子的不同之处在于所产生的锂-7是处于基态还是激发态(亚稳的)。

2.3 P-P III分支

质子-质子 III链式反应

32He  +  42He  →  74Be  +  γ
74Be  +  11H  →  85B  +  γ
85B      →  84Be  +  e+  ||+ ||νe  ||
84Be      →  2 42He

当温度超过23 MK时，P-P III分支占主导地位。

P-P III链式反应不是太阳的主要能量来源(只有0.11%)，但它在太阳中微子问题上非常重要，因为它产生非常高能量的中微子(高达14.06 MeV)。

2.4 P-P IV(Hep)分支

这种反应在理论上是可以预测的，但是由于它十分罕见(大约在太阳中只有0.3 ppm）。在这个反应中，氦-3直接捕获一个质子，产生氦-4，产生的中微子具有更高的能量(高达18.8兆电子伏)。

32He  +  11H  →  42He  +  e+  ||+ ||νe  ||+ ||18.8 MeV

2.5 能量释放

将最后一个氦-4原子的质量与四个质子的质量进行比较，发现原始质子的质量损失了0.7%。这些质量已经转化为能量，在每个单独的反应中以伽马射线和中微子的形式释放出来。一个完整链的总能量产量为26.73 MeV。

伽马射线释放的能量将与电子和质子发生相互作用，同时加热太阳内部。聚变产物的动能也会(例如P-P I分支的反应中的两个质子和42He)增加太阳中等离子体的温度。这种热量支撑着太阳，阻止它因为自身重力而崩溃。

中微子不会与物质发生显著的相互作用，因此无助于支撑太阳抵抗重力带来的坍塌。它们的能量损失在了以下反应中：P-P I，P-P II，和P-P III链中的中微子分别带走了这些反应中能量的2.0%、4.0%和28.3%。[10]

3 PEP反应编辑

恒星中的质子-质子和电子-捕获链反应

氘可以通过罕见的PEP(质子-电子-质子)反应产生(电子俘获):

11H  +  e−  ||+ ||11H ||→ ||21D+ ||+ ||νe

在太阳上，PEP反应与P-P反应的频率比为1:400。然而通过PEP反应产生的中微子的能量要高得多：而P-P反应第一步产生的中微子能量达到了0.40 MeV，而通过PEP反应产生的尖锐能量线的中微子能量达到了1.44MeV。2012年太阳中微子实验的合作报道了从PEP反应中检测到的太阳中微子。[11]

PEP和P-P反应可以看作是对相同基本相互作用的两种不同的费曼表示，在这里电子作为正电子传递到反应的右侧。反应过程表示在恒星质子-质子和电子俘获链式反应的图表中，可在NDM'06网站获取。[12]

参考文献

  • [1]

    ^"The Proton-Proton Chain". Astronomy 162: Stars, Galaxies, and Cosmology. Archived from the original on 2016-06-20. Retrieved 2018-07-30..

  • [2]

    ^Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. John Wiley and Sons. pp. 119–121. ISBN 0-470-09220-3..

  • [3]

    ^Ishfaq Ahmad, The Nucleus, 1: 42, 59, (1971), The Proton type-nuclear fission reaction..

  • [4]

    ^Kenneth S. Krane, Introductory Nuclear Physics, Wiley, 1987, p. 537..

  • [5]

    ^Hans A. Bethe, Physical Review 55:103, 434 (1939); cited in Donald D. Clayton, Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, The University of Chicago Press, 1983, p. 366..

  • [6]

    ^This time and the two other times above come from: Byrne, J. Neutrons, Nuclei, and Matter, Dover Publications, Mineola, NY, 2011, ISBN 0486482383, p 8..

  • [7]

    ^Adelberger, Eric G.; et al. (12 April 2011). "Solar fusion cross sections. II. The pp chain and CNO cycles". Reviews of Modern Physics. 83 (1): 201. arXiv:1004.2318. Bibcode:2011RvMP...83..195A. doi:10.1103/RevModPhys.83.195..

  • [8]

    ^LeBlanc, Francis. An Introduction to Stellar Astrophysics..

  • [9]

    ^Burbidge, E.; Burbidge, G.; Fowler, William; Hoyle, F. (1 October 1957). "Synthesis of the Elements in Stars". Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547–650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547. This value excludes the 2% neutrino energy loss..

  • [10]

    ^Claus E. Rolfs and William S. Rodney, Cauldrons in the Cosmos, The University of Chicago Press, 1988, p. 354..

  • [11]

    ^Bellini, G.; et al. (2 February 2012). "First Evidence of pep Solar Neutrinos by Direct Detection in Borexino". Physical Review Letters. 108 (5): 051302. arXiv:1110.3230. Bibcode:2012PhRvL.108e1302B. doi:10.1103/PhysRevLett.108.051302. PMID 22400925..

  • [12]

    ^Int'l Conference on Neutrino and Dark Matter, Thursday 07 Sept 2006, https://indico.lal.in2p3.fr/getFile.py/access?contribId=s16t1&sessionId=s16&resId=1&materialId=0&confId=a05162 Session 14..

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