Proton-protonový cyklus (proton-protonová reakce, p-p cyklus, p-p reakce, pp reakce, p-p řetězec apod.) je cyklus jaderných reakcí, při kterých se v konečném důsledku přemění jádra vodíku 1H na jádra hélia 4He. Proton-protonový cyklus je základním zdrojem zářivé energie ve hvězdách hlavní posloupnosti, jejichž hmotnost příliš nepřesahuje hmotnost Slunce.
náhled|300px|Schéma jedné z možností průběhu proton-protonového cyklu začíná srážkou dvou protonů (H), přičemž jeden z nich se mění na neutron a vzniká deuterium (D), elektronové neutrino (νe) a pozitron (e+). Při srážce deuteria s dalším protonem vzniká izotop hélia 3He a foton záření gama. Srážkou dvou těchto izotopů vzniká výsledný produkt, 4He, přičemž se uvolňují dva protony, které mohou vstoupit do další reakce.
Podrobný průběh p-p reakce
1. krok Na začátku této jaderné reakce dochází ke spojení dvou jader vodíku 1H za vzniku deuteria 2H. Uvolňuje se pozitron e+ a neutrino . Tento první krok je velmi pomalý, protože protony musí využít tunelového jevu, aby prošly Coulombovou bariérou a protože zde působí slabá interakce.
… (0,42 MeV)
(V závorce se uvádí množství energie uvolněné při jednotlivých reakcích.)
Uvolněný pozitron vzápětí anihiluje s nějakým elektronem, nacházejícím se ve slunečním jádru. Při této reakci se uvolní energie ve formě dvou gama fotonů. … (1,02 MeV)
Celkem se tedy v tomto prvním kroku uvolní +1,44 MeV energie.
2. krok Vzniklé deuterium se může spojit s dalším jádrem vodíku 1H za vzniku izotopu helia 3He:
… (+5,494 MeV)Astronomy Essentials, str. 29
3. krok Nyní jsou čtyři možné postupy, které vedou ke vzniku izotopu helia 4He. V reakci pp I vzniká helium 4He spojením dvou jader helia 3He, v reakci pp II a pp III se spojí jádro 3He s již existujícím jádrem 4He za vzniku jádra berylia. Při poslední možnosti, pp IV, se slučuje jádro 3He s jádrem vodíku 1H za vzniku jádra 4He. Tato poslední reakce nastává velmi zřídka. Ve Slunci je pravděpodobnost, že nastane reakce pp I 86 %, reakce pp II 14 %, reakce pp III 0.11% a reakce pp IV kolem 0,3 ppm.
3a. – reakce pp I … (+12,859 MeV)
Tato reakce převládá při teplotách od 10 do 14 milionů Kelvinů (MK).Introduction to stellar astrophysics, str. 94
3b. – reakce pp II (spalování lithia) … (+1,59 MeV) … (+0,86 MeV nebo +0,383 MeV) … (+17,35 MeV)
Tato reakce převažuje při teplotách od 14 do 23 MK.
90% neutrin vzniklých při reakci jádra berylia 7Be s elektronem e− si odnáší energii 0,861 MeV, zbývajících 10% vzniklých neutrin si odnáší energii 0,383 MeV (závisí na tom, zda je vzniklé jádro lithia 7Li v základním stavu nebo excitovaném).
3c. – reakce pp III … (+0,13 MeV) … (+17,98 MeV) … (+0,09 MeV)
Reakce pp III převažuje při teplotách překračujících 23 MK. Tato reakce není hlavním zdrojem energie na Slunci, ale byla důležitá pro vznik problému slunečních neutrin, protože při ní dochází k produkci vysokoenergetických neutrin (jejich energie dosahuje 14.06 MeV).Introduction to stellar astrophysics, str. 95
3d. – reakce pp IV (Hep reakce) Tato reakce může teoreticky probíhat, ale je velmi vzácná (na Slunci probíhá asi s pravděpodobností 0,3 ppm). Při této reakci se spojí jádro helia 3He přímo s protonem za přímého vzniku helia 4He, uvolní se pozitron a elektronové neutrino s velmi vysokou energií (kolem 18,8 MeV).
… (+18,8 MeV)
Tato reakce se někdy nazývá Hep reakce (slučuje se heliové jádro a proton)
Zdroj tepelné a zářivé energie náhled|600px|Schema průběhu pp reakce a pep reakce v nitru hvězdy podobné Slunci. Procenta ukazují pravděpodobnost průběhu dané reakce. Srovnáním hmotnosti vzniklého jádra helia 4He a hmotností čtyřech protonů, které jsou zapotřebí k jeho vzniku, dojdeme k závěru, že 0,7 % původních protonů se přeměnilo na energii. Tuto energii (celkem 26,73 MeV) si odnáší vzniklé fotony gama záření a vzniklá neutrina.
Pouze energie vzniklého gama záření interaguje s elektrony a protony uvnitř Slunce a zahřívá jeho vnitřní části. Toto zahřívání zabraňuje gravitačnímu kolapsu Slunce.
Neutrina nereagují nijak významně s látkou a proto nemají vliv na zahřívání vnitřních částí Slunce. Neutrina vzniklá při reakcích pp I, pp II a pp III odnášejí pryč 2,0 %, 4,0 % a 28,3 % energie, která vzniká při těchto reakcích.
pep reakce Deuterium, kromě prvního kroku pp reakce, může také vzniknout velmi vzácnou pep (proton–elektron–proton) reakcí: … (+1,44 MeV)
Ve Slunci je poměr počtu pep reakcí k počtu pp reakcí 1:400. Neutrina uvolněná při této reakci jsou mnohem energetičtější. Zatímco neutrina vzniklá v prvním kroku pp reakce mají energii do 0,42 MeV, neutrina vzniklá při pep reakci jsou vysokoenergetická s energií kolem 1,44 MeV.
Obě reakce, pep a pp reakce, mohou být považovány jako dvě různé Feynmanovy reprezentace stejné základní interakce, kde elektron vystupuje na pravé straně zápisu reakce jako antielektron (pozitron). Další průběh reakcí je stejný, jako v krocích 2 – 4 pp reakce.
Přímý důkaz, že pep reakce se podílí na fúzních reakcích na Slunci, podala analýza výsledků experimentu Borexino z r. 2012, ve které byla zaznamenána neutrina v energetickém pásmu 1,0 MeV až 1,5 MeV. Ve spojení se standardním modelem Slunce z toho vyplývá i snížení pravděpodobnosti, že na Slunci probíhá CNO cyklus.Neutrinos point to rare stellar fusion (popularizační článek k předchozí referenci). PhysWorld, 9. února 2012 (anglicky)
Reference
Související články CNO cyklus Jádro Slunce
Externí odkazy
Kategorie:Hvězdy Kategorie:Slunce Kategorie:Jaderná fúze Kategorie:Helium Kategorie:Vodík Kategorie:Proton Kategorie:Nukleosyntéza