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質子-質子鏈反應

標籤:核反應核聚變

質子-質子鏈反應是恆星內部將氫融合成氦的幾種核融合反應中的一種,另一種主要的反應是碳氮氧循環。質子-質子鏈反應在太陽或更小的恆星上佔有主導的地位。

1質子-質子鏈反應

克服兩個氫原子核之間的靜電斥力需要很大的能量,並且即使在太陽高溫的核心中,平均也還需要109年才能完成。由於反應是如此的緩慢,因此太陽迄今仍能閃耀著,如果反應稍為快速些,太陽早就已經耗盡燃料了。
通常,質子-質子熔合反應只有在溫度(即動能)高到足以克服它們相互之間的庫倫斥力時才能進行。質子-質子反應是太陽和其它恆星燃燒產生能量來源的理論,是在1920年代由亞瑟·史坦利·艾丁頓主張和提出基本原則的。當時,太陽的溫度被認為太低,以至於不足以克服庫倫障壁。直到量子力學發展之後,發現質子可以經由波函數的隧道,穿過排斥障礙而在比傳統預測為低的溫度下進行融合反應。

2pp鏈反應

第一個步驟是兩個氫原子核融合1H(質子)成為氘,一個質子經由釋放出一個 e+和一個中微子成為中子。
1H + 1H → 2H + e+ + νe
在這個階段中釋放出的中微子帶有0.42MeV的能量。
第一個步驟進行的非常緩慢,因為它依賴的吸熱的β正電子衰變,需要吸收能量,將一個質子轉變成中子。事實上,這是整個反應的瓶頸,一顆質子平均要等待109年才能融合成氘。
正電子立刻就和電子湮滅,它們的質量轉換成兩個γ射線的光子被帶走。
e+ + e− → 2γ (它們的能量為1.02MeV
在這之後,氘先和另一個氫原子融合成較輕的氦同位素,3He:
2H + 1H → 3He + γ (能量為5.49 MeV
然後有三種可能的路徑來形成氦的同位素4He。在pp1分支,氦-4由兩個氦-3融合而成;在pp2和pp3分支,氦-3先和一個已經存在的氦-4融合成鈹。 在太陽,pp1最為頻繁,佔了86%,pp2佔14%,pp3隻有0.11%。還有一種是極端罕見的pp4分支。
pp2分支
3He + 4He         →         7Be + γ
7Be + e−         →         7Li + νe
7Li + 1H         →         4He + 4He
pp2分支主要發生在一千四百萬至二千三百萬K的溫度。
90%的在7Be(e−,νe)7Li*的反應中產生的中微子,90%帶有0.861MeV的能量,剩餘的10%帶有0.383 MeV的能量(依據鋰-7是在基態還是激發態而定)。
pp4或Hep
雖然預測上有這種反應,但因為極為罕見(在太陽中只佔千萬分之三的量),因此從未曾在太陽中被觀測到。在此種反應中,氦-3直接和質子作用成為氦-4,可以產生能量更高的中微子(高達18.8 MeV)。
3He + 1H → 4He + νe + e+

能量釋放

比較最後產生的氦-4和4個質子的質量,顯示少了0.007或是0.7%的質量。這些質量被轉換成了能量,在各自的反應中以γ射線和中微子的形式釋放出去。在一個完整的反應鏈可以得到26.73MeV的能量。
只有以γ射線釋放的能量會和電子與質子作用來加熱太陽的內部。這些熱量支撐著太陽使它不至於因為本身的重量而崩潰。
中微子不會與一般的物質發生交互作用,而且不會支持太陽去對抗本身的重力崩潰。中微子在pp1、pp2和pp3鏈分別帶走2.0%、4.0%和28.3%的能量。

3pep反應

恆星內的質子-質子和電子-捕獲鏈反應圖

  恆星內的質子-質子和電子-捕獲鏈反應圖

氘也能經由罕見的pep質子-電子-質子)反應(電子捕獲)產生:
1H + e− + 1H → 2H + νe
在太陽,pep反應和pp反應的比率是1:400,但是pep反應產生的中微子擁有更高的能量:在pp反應的第一步產生的中微子能量是0.42MeV,而pep反應產生的中微子譜線能量集中在1.44MeV
pep和pp反應可以被看成是相同的基本交互作用,以兩種不同的費曼表示。此處電子穿越到反應的右邊成為一個反電子,這在右圖中表示的是恆星內的質子-質子和電子捕獲鏈反應。
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