質子﹣質子鏈反應

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質子﹣質子鏈反應是恆星內部將融合成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﹣質子鏈反應太陽或更小的恆星上佔有主導的地位。

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1010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侖斥力時才能進行。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侖障壁。直到量子力學發展之後,發現質子可以經由波函數隧道,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。

pp鏈反應[编辑]

質子﹣質子鏈反應在太陽或更小的恆星上佔有主導的地位。

第一個步驟是兩個氫原子核融合1H質子)成為,一個質子經由釋放出一個 e+和一個微中子成為中子

1H + 1H → 2H + e+ + νe

在這個階段中釋放出的微中子帶有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只有0.11%。還有一種是極端罕見的pp4分支。

pp1分支[编辑]

3He +3He → 4He + 1H + 1H + 12.86 MeV

完整的pp1鏈反應是放出的淨能量為26.7MeV。 pp1分支主要發生在一千萬至一千四百萬K的溫度,當溫度低於一千萬K時,質子﹣質子鏈反應就不能製造出4He。

pp2分支[编辑]

       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(ee)7Li*的反應中產生的微中子,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)。

pp3分支[编辑]

       3He + 4He 7Be + γ
       7Be + 1H 8B + γ
       8B 8Be + e+ + νe
       8Be 4He + 4He

pp3鏈反應發生在二千三百萬K以上的溫度。

pp3鏈雖然不是太陽主要的能量來源(只佔0.11%),但在太陽微中子問題上非常重要,因為它產生的微中子能量是非常高的(高達14.06 MeV)。

pp4或Hep[编辑]

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微中子(高達18.8 MeV)。

3He + 1H → 4He + νe + e+

能量釋放[编辑]

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射線和微中子的形式釋放出去。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致於因為本身的重量而崩潰。

微中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。微中子在pp1、pp2和pp3鏈分別帶走2.0%、4.0%和28.3%的能量[1]

pep反應[编辑]

在2006年9月7日,關於微中子和暗物質的NDM國際會議網站上,恆星內的質子﹣質子和電子捕獲鏈反應圖。

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反應產生的微中子擁有更高的能量:在pp反應的第一步產生的微中子能量是0.42MeV,而pep反應產生的微中子譜線能量集中在1.44MeV。

pep和pp反應可以被看成是相同的基本交互作用,以兩種不同的費曼图表示。此處電子穿越到反應的右邊成為一個反電子,這在2006年NDM的網站圖中表示的是恆星內的質子﹣質子和電子捕獲鏈反應。[2]

參考文献[编辑]

  1. ^ Claus E. Rolfs, William S. Rodney: Cauldrons in the Cosmos, The University of Chicago Press, 1988, 354. pp
  2. ^ Int'l Conference on Neutrino and Dark Matter, Thursday 07 Sept 2006, http://indico.lal.in2p3.fr/getFile.py/access?contribId=s16t1&sessionId=s16&resId=1&materialId=0&confId=a05162 Session 14

相關條目[编辑]