Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Кіріспе
Жұлдыздарда сутегін гелийге айналдыратын синтез реакцияларының бірі.
One of the fusion reactions by which stars convert hydrogen to helium
Суретте: Протон-протон (PP), CNO және үш альфа (α) синтез процестерінің салыстырмалы энергия шығынының (ε) температураға (T) тәуелділігінің логарифмі көрсетілген. Шектелген сызық жұлдыз ішіндегі PP және CNO процестерінің біріккен энергиясын шығаруын көрсетеді. Күннің ядросының температурасы 15,5 миллион K болғанда PP процесі басым. PP және CNO процестері шамамен 20 МК температурада теңдеседі. Ал CNO циклі, тағы бір белгілі реакция, теориялық модельдер бойынша 1,3 күн массасынан асатын жұлдыздарда басым болады. Жалпы, протон-протон синтезі тек протонның кинетикалық энергиясы (температурасы) олардың өзара электростатикалық итергіш күшін жеңуге жеткілікті болған жағдайда ғана жүзеге асуы мүмкін. Күнде дейтерон түзетін оқиғалар сирек кездеседі. Протон-протон реакцияларының нәтижесінде жұлдыз ішінде дипротондар жиірек пайда болады, бірақ дипротондар дер кезінде екі протонға ыдырайды. Сутегінің гелийге айналуы баяу процестің болуына байланысты, Күннің ядросындағы бастапқы сутегінің толық айналуы он миллиард жылдан астам уақытты алуы мүмкін. Бұл кейде "протон-протон тізбекті реакциясы" деп аталса да, бұл қалыпты мағынадағы тізбекті реакция емес. Көптеген ядролық реакцияларда тізбекті реакция дегеніміз – ядролық бөліну кезінде туындайтын нейтрондар сияқты, жаңа реакцияны тездетіп тудыратын өнімді шығаратын реакция. Протон-протон тізбегі, ыдырау тізбегі сияқты, бірнеше реакциялардың тізбегінен тұрады. Бір реакцияның нәтижесі келесі реакция үшін бастапқы материал болып табылады. Күнде сутегіден гелийге дейінгі екі негізгі тізбек бар: біреуі бес реакциядан, екіншісі алты реакциядан тұрады.
[[File:Nuclear energy generation. svg|right|upright=1.5|thumb|Logarithm of the relative energy output (ε) of proton–proton (PP), CNO and Triple α fusion processes at different temperatures (T). The dashed line shows the combined energy generation of the PP and CNO processes within a star. At the Sun's core temperature of 15.5 million K the PP process is dominant. The PP process and the CNO process are equal at around 20 MK. whereas the CNO cycle, the other known reaction, is suggested by theoretical models to dominate in stars with masses greater than about 1.3 solar masses. In general, proton–proton fusion can occur only if the kinetic energy (temperature) of the protons is high enough to overcome their mutual electrostatic repulsion. In the Sun, deuteron producing events are rare. Diprotons are the much more common result of proton–proton reactions within the star, and diprotons almost immediately decay back into two protons. Since the conversion of hydrogen to helium is slow, the complete conversion of the hydrogen initially in the core of the Sun is calculated to take more than ten billion years. Although sometimes called the "proton–proton chain reaction", it is not a chain reaction in the normal sense. In most nuclear reactions, a chain reaction designates a reaction that produces a product, such as neutrons given off during fission, that quickly induces another such reaction. The proton–proton chain is, like a decay chain, a series of reactions. The product of one reaction is the starting material of the next reaction. There are two main chains leading from hydrogen to helium in the Sun. One chain has five reactions, the other chain has six.
Теорияның тарихы
Протон-протон реакциясы Күн мен басқа жұлдыздардың қуат көзі болып табылатын теорияны 1920 жылдары Артур Эддингтон қорғады. Ол кезде Күннің температурасы Кулон тосқанылын жеңу үшін тым төмен деп есептелді. Кванттық механика дамығаннан кейін, протондардың толқындық функцияларының итергіш тосқаныл арқылы туннельдеуі классикалық болжамдарға қарағанда төмен температурада термоядролық реакциялардың жүзеге асуына мүмкіндік беретіні анықталды. 1939 жылы Ханс Бете жұлдыздардағы әртүрлі реакциялардың жылдамдығын есептеуге тырысты. Екі протонның бірігуінен дейтерий ядросы мен позитрон пайда болатынын анықтады, бұл қазір протон-протон тізбегінің II тармағы деп аталады. Бірақ ол екі ядроның реакциясын (I тармақ) маңызды деп есептемеді. Бұл Бетеге 1967 жылы физика саласындағы Нобель сыйлығын әкелген жұлдыздық нуклеосинтез жөніндегі зерттеулерінің бір бөлігі болды.
The theory that proton–proton reactions are the basic principle by which the Sun and other stars burn was advocated by Arthur Eddington in the 1920s. At the time, the temperature of the Sun was considered to be too low to overcome the Coulomb barrier. After the development of quantum mechanics, it was discovered that tunneling of the wavefunctions of the protons through the repulsive barrier allows for fusion at a lower temperature than the classical prediction. In 1939, Hans Bethe attempted to calculate the rates of various reactions in stars. Starting with two protons combining to give a deuterium nucleus and a positron he found what we now call Branch II of the proton–proton chain. But he did not consider the reaction of two nuclei (Branch I) which we now know to be important. This was part of the body of work in stellar nucleosynthesis for which Bethe won the Nobel Prize in Physics in 1967.