Прагляд зыходнага тэксту старонкі Пратон-пратонны цыкл

[[Файл:Fusion in the Sun.svg|left|300px|Пратон-пратонны цыкл (галіна ppI).|thumb]]
{{Ядзерная фізіка}}
{{Ядзерныя працэсы}}

'''Пратон-пратонны цыкл''', ці '''вадародны цыкл''' — сукупнасць [[Тэрмаядзерная рэакцыя|тэрмаядзерных рэакцый]], у якіх [[вадарод]] ператвараецца ў [[гелій]] у [[Зорка|зорках]], размешчаных на галоўнай зорнай паслядоўнасці, асноўная альтэрнатыва [[CNO-цыкл]]а. Пратон-пратонны цыкл дамінуе ў зорках з масай парадку масы [[Сонца]] ці менш.
Цыкл прынята дзяліць на тры асноўныя ланцужкі: ppI, ppII, ppIII. Істотны ўклад у энергавыдзяленне ўносяць толькі першыя два. Астатнія ператварэнні істотныя толькі пры дакладным падліку колькасці высокаэнергетычных нейтрына.

== Прадукты пратон-пратоннага цыкла ==
Канчатковым прадуктам ланцужка ppI, які пераважае пры тэмпературах ад 10 да 14 мільёнаў градусаў, з'яўляецца ядро атама гелію, якое ўзнікла ў выніку зліцця чатырох [[пратон]]аў з выдзяленнем энергіі, эквівалентнай 0,7 % масы гэтых пратонаў. Цыкл складаецца з трох стадый. Спачатку два пратоны, якія маюць дастаткова энергіі, каб пераадолець [[кулонаўскі бар'ер]], зліваюцца, утвараючы [[дэйтрон]], [[пазітрон]] і [[электроннае нейтрына]]; затым дэйтрон зліваецца з пратонам, утвараючы [[геліён|ядро <sup><nowiki>3</nowiki></sup>He]]; нарэшце, два ядры атама [[Гелій-3|гелію-3]] зліваюцца, утвараючы [[альфа-часціца|ядро атама гелію-4]]. Пры гэтым вызваляюцца два пратоны.

* {{math|p}} + {{math|p}} → ²H + {{math|e<sup>+</sup>}} + [[Нейтрына|{{math|ν<sub>e</sub>}}]] + 0,42 [[МэВ]] <ref>[http://oregonstate.edu/instruct/ch374/ch418518/Chapter%2012.pdf 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20160305011708/http://oregonstate.edu/instruct/ch374/ch418518/Chapter%2012.pdf |date=5 сакавіка 2016 }} page 24 "12.6.2 Hydrogen Burning " "p + p → d + e+ +νe Q = 0.42 MeV "</ref>
* ²H + {{math|p}} → <sup><nowiki>3</nowiki></sup>He + [[Фатон|{{math|γ}}]] + 5,49 МэВ.<ref>[http://oregonstate.edu/instruct/ch374/ch418518/Chapter%2012.pdf 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20160305011708/http://oregonstate.edu/instruct/ch374/ch418518/Chapter%2012.pdf |date=5 сакавіка 2016 }} page 24 "The next reaction in the sequence is d + p →3He + γ Q = 5.49 MeV. "</ref>
* <sup><nowiki>3</nowiki></sup>He + <sup><nowiki>3</nowiki></sup>He → <sup>4</sup>He + 2{{math|p}} + 12,85 МэВ.<ref>[http://oregonstate.edu/instruct/ch374/ch418518/Chapter%2012.pdf 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20160305011708/http://oregonstate.edu/instruct/ch374/ch418518/Chapter%2012.pdf |date=5 сакавіка 2016 }} page 24 " In ~ 86 % of the cases, the reaction is 3He + 3He → 4He + 2p Q = 12.96 MeV "</ref>

Іншыя два ланцужкі (ppII і ppIII) уносяць уклад у цыкл пры больш высокіх тэмпературах, чым ppI. На Сонцы каля 85 % зліццяў вадароду ў гелій-4 адбываюцца праз ppI.

Час, праз які Сонца вычарпае сваё «[[паліва]]» і тэрмаядзерная рэакцыя спыніцца, ацэньваецца ў 6 мільярдаў гадоў.

[[Выява:Proton_proton_cycle.png|left|640px|Пратон-пратонны цыкл (усе тры ланцужкі, а таксама hep- і pep-галіны).|thumb]]
<br clear="all" />

== pp-Рэакцыя ==
Рэакцыя зліцця двух пратонаў адбываецца ў 2 стадыі. Спачатку два пратоны ўтвараюць [[дыпратон]] (<math> \mathrm{^2He}</math>):

: <math>\mathrm{_1^1H} + \mathrm{_1^1H} \rightarrow \mathrm{_2^2He}.</math>

Дыпратон практычна імгненна распадаецца назад на два пратоны ([[пратонны распад]]), аднак, у вельмі рэдкім выпадку ён паспявае ператварыцца ў [[дэйтрон]] (ядро [[дэйтэрый|дэйтэрыя]] ²H) праз бэта+ распад<ref>[http://books.google.ru/books?id=NnBq7R0M4UgC&pg=PA296 Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution], 2004, ISBN 9780387200897: «The Proton-Proton Reaction»: «This crucial but as it turns out, unlikely reaction requires that two protons form a coupled system (the „diproton“) while flashing past one another and, at practically that same instant, one of these protons must undergo a weak decay»</ref>:

: <math> \mathrm{_2^2He}  \rightarrow  \mathrm{_1^2H} +  e{^+} + \nu_e .</math>

Такім чынам, агульная формула рэакцыі:

: <math> \mathrm{_1^1H  +  _1^1H}  \rightarrow  \mathrm{_1^2H} + e{^+} + \nu_e + \mathrm{0.42 MeV} .</math>

== pep-Рэакцыя ==
У некаторых выпадках (на Сонцы 0,25 %, ці ў адной рэакцыі з 400) зліццё пратонаў у ядро дэйтэрыя адбываецца не з эмісіяй пазітрона, а з паглынаннем электрона. Такое зліццё двух пратонаў і электрона называецца pep-рэакцыяй (па часціцах у пачатковым стане); у ёй выпраменьваецца монаэнергетычнае нейтрына з энергіяй {{nobr|1,44 МэВ}}.

== hep-Рэакцыя ==
Звычайна ядро гелію-3, якое ўтварылася ў другой рэакцыі pp-цыклу пасля зліцця дэйтрона і пратона, рэагуе з іншым ядром ³He (галіна ppI, 85 % ва ўмовах Сонца) ці <sup>4</sup>He (галіны ppII і ppIII, сумарна каля 15 % на Сонцы). У вельмі рэдкіх выпадках (10<sup>−5</sup>% на Сонцы) ³He захоплівае пратон з утварэннем ядра гелію-4, пазітрона і электроннага нейтрына. Гэта так званая hep-рэакцыя (назва ад He+p) рэдкая, бо яна адбываецца праз [[слабае ўзаемадзеянне]] — адзін з трох пратонаў, якія існуюць у пачатковым стане, павінен ператварыцца ў нейтрон — у той час як канкуруючыя рэакцыі ³He+³He і ³He+<sup>4</sup>He, нягледзячы на больш высокі [[кулонаўскі бар'ер]], не звязаны са зменай зарада нуклонаў.

== Гл. таксама ==
* [[Зорны нуклеасінтэз]]
* [[CNO-цыкл]]

== Зноскі ==
{{reflist}}

== Літаратура ==
* Ishfaq Ahmad, The Nucleus, 1:42,59, (1971), The Proton type-nuclear fission reaction

== Спасылкі ==
{{Commons|Category:}}
* [http://nuclphys.sinp.msu.ru/nuclsynt/n04.htm 4. ГОРЕНИЕ ВОДОРОДА] // Web — версия учебного пособия Б. C. Ишханов, И. М. Капитонов, И. А. Тутынь «Нуклеосинтез во вселенной» — М., Изд-во Московского университета. 1998.

[[Катэгорыя:Астрафізіка]]
[[Катэгорыя:Тэрмаядзерныя рэакцыі]]
{{Бібліяінфармацыя}}