Proton-proton zincirleme reaksiyonu

proton-proton zincirleme tepkimesi Güneş'in boyutunda ve daha küçük yıldızlarda yaygın olarak gerçekleşmektedir.

Proton-proton (pp) zincir reaksiyonu, yıldızların hidrojeni helyuma dönüştürdüğü bilinen iki nükleer füzyon reaksiyonu setinden biridir. Güneş kütlesine eşit veya daha az kütleli yıldızlarda egemendir.^[1] Bilinen diğer reaksiyon KAO döngüsüdür. KAO döngüsü, daha çok güneş kütlesinin yaklaşık 1.3 katından daha büyük kütlelere sahip yıldızlarda hakim olabilen reaksiyonlardır.^[2]

Genel olarak, proton-proton füzyonu ancak protonların kinetik enerjisi (yani sıcaklığı), karşılıklı elektrostatik veya Coulomb kuvvetlerini aşacak kadar yüksek olduğunda gerçekleşebilir.^[3]

Güneş'te döteryum üreten olaylar nadirdir. Diprotonlar (He-2, yani 2 protonlu ve nötronsuz molekül) yıldızdaki proton-proton reaksiyonlarının en yaygın sonucudur ve diprotonlar çoğunlukla daha sonrasında iki protona bozunurlar. Hidrojenin helyuma dönüşümü yavaş olduğu için, Güneş'in çekirdeğindeki hidrojenin tamamen dönüşümü on milyar yıldan fazla sürer.^[4]

Genellikle "proton-proton zincir reaksiyonu" olarak adlandırılmasına rağmen, normalde bu bir zincir reaksiyonu değildir (en azından Kol I değildir - Şube II ve III'deki helyumda üründür ve aynı zamanda katalizör görevi görür). Reaksiyon devam etmesi için reaksiyonu indükleyen (fisyon sırasında gönderilen nötronlar gibi) partiküller üretmez. Aslında, hız kendi kendini sınırlar çünkü üretilen ısı yoğunluğu azaltma eğilimindedir. Bununla birlikte, bu bir zincir (bozunma zinciri gibi) ve bir reaksiyondur veya daha kesin olarak bir araya gelen ve döteryum veren iki protonla başlayan dallı bir reaksiyonlar zinciridir.

Teorinin Tarihi

Proton-proton reaksiyonlarının teorisi, 1920'lerde Arthur Eddington tarafından savunulan Güneş ve diğer yıldızların yanmasının temel ilkesidir. O zamanlar, Güneş'in sıcaklığının Coulomb bariyerini aşmak için çok düşük olduğu düşünülmüştü. Kuantum mekaniğinin gelişmesinden sonra, protonların dalga fonksiyonlarının itici bariyer yoluyla tünellenmesinin klasik öngörmeden daha düşük bir sıcaklıkta füzyona olanak sağladığı keşfedilmiştir.

Öyle olsa bile, proton-proton füzyonunun nasıl devam edeceği açık değildi, çünkü en belirgin ürün helyum-2 (diproton) kararsızdır ve neredeyse anında iki protona ayrışır. 1939'da Hans Bethe, protonlardan birinin, füzyonun kısa bir süre boyunca zayıf etkileşimi ile bir nötron içerisine beta emisyonu ile bozunması önerdi. Böylelikle döteryumu zincirde hayati bir ürün haline getirdi.^[5] Bu fikir, Bethe'nin 1967'de Nobel Fizik Ödülü'nü kazandığı yıldız nükleosentezindeki çalışmaların bir parçasıydı.

Proton-Proton Zincir Reaksiyonu

Tüm dallardaki (branch) ilk adım, iki protonunun döteryuma dönüşmesi olayıdır. Protonlardan biri beta bozunması ile bir nötrona dönüşür ve ortaya bir pozitron ve bir elektron nötrino yayılır.^[6]

$p+p\rightarrow {}_{1}^{2}\mathbb {H} +e^{+}+\nu e$

Pozitron, muhtemelen ortamdaki iki gama ışınından gelen bir elektronla yok olacaktır. Bu yok olma dahil, tüm reaksiyon 1.442 MeV'lik bir Q-Değerine (serbest enerji) sahiptir. Bu reaksiyon, zayıf nükleer kuvvet tarafından başlatılmasından dolayı oldukça yavaştır. Güneş'in çekirdeğindeki ortalama proton, başka bir protonla başarılı bir şekilde birleşmeden önce 9 milyar yıl beklemiştir.^[7] Bu uzun zaman ölçekleri nedeniyle bu reaksiyonun kesitini deneysel olarak ölçmek mümkün değildir. Böylece ilk aşamada üretilen döteryum, helyumun ışık izotopunu üretmek için başka bir proton ile kaynaşabilir (He-3):

Ayrıca bakınız

Kaynakça

^ "Arşivlenmiş kopya". 20 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Haziran 2016.
^ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. John Wiley and Sons. pp. 119–121. ISBN 0-470-09220-3.
^ Ishfaq Ahmad, The Nucleus, 1: 42, 59, (1971), The Proton type-nuclear fission reaction.
^ Kenneth S. Krane, Introductory Nuclear Physics, Wiley, 1987, p. 537.
^ 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.
^ Iliadis, Christian. (2007). Nuclear physics of stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 9783527406029. OCLC 85897502.
^ Phillips, A. C. (Anthony C.), -2002. (1999). The physics of stars(2nd ed.). Chichester: John Wiley. ISBN 0471987972. OCLC 40948449.

Astronomi ile ilgili bu madde taslak seviyesindedir. Madde içeriğini genişleterek Vikipedi'ye katkı sağlayabilirsiniz.

Kimya ile ilgili bu madde taslak seviyesindedir. Madde içeriğini genişleterek Vikipedi'ye katkı sağlayabilirsiniz.

[1] "Arşivlenmiş kopya". 20 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Haziran 2016.

[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] Iliadis, Christian. (2007). Nuclear physics of stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 9783527406029. OCLC 85897502.

[7] Phillips, A. C. (Anthony C.), -2002. (1999). The physics of stars(2nd ed.). Chichester: John Wiley. ISBN 0471987972. OCLC 40948449.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]