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质子-质子链反应

质子-质子链反应是恒星内部将氢融合成氦的几种核融合反应中的一种,另一种主要的反应是碳氮氧循环。质子-质子链反应在太阳或更小的恒星上占有主导的地位。

克服两个氢原子核之间的静电斥力需要很大的能量,并且即使在太阳高温的核心中,平均也还需要109年才能完成。由于反应是如此的缓慢,因此太阳迄今仍能闪耀着,如果反应稍为快速些,太阳早就已经耗尽燃料了。

通常,质子-质子熔合反应只有在温度(即动能)高到足以克服它们相互之间的库伦斥力时才能进行。质子-质子反应是太阳和其它恒星燃烧产生能量来源的理论,是在1920年代由亚瑟史坦利艾丁顿主张和提出基本原则的。当时,太阳的温度被认为太低,以至于不足以克服库伦障壁。直到量子力学发展之后,发现质子可以经由波函数的隧道,穿过排斥障碍而在比传统预测为低的温度下进行融合反应。

第一个步骤是两个氢原子核融合1H(质子)成为氘,一个质子经由释放出一个 e+和一个中微子成为中子

1H + 1H → 2H + e+ + νe

在这个阶段中释放出的中微子带有0.42MeV的能量。

第一个步骤进行的非常缓慢,因为它依赖的吸热的β正电子衰变,需要吸收能量,将一个质子转变成中子。事实上,这是整个反应的瓶颈,一颗质子平均要等待109年才能融合成氘。

正电子立刻就和电子湮灭,它们的质量转换成两个γ射线的光子被带走。

e+ + e → 2γ (它们的能量为1.02MeV

在这之后,氘先和另一个氢原子融合成较轻的氦同位素,3He:

2H + 1H → 3He + γ (能量为5.49 MeV

然后有三种可能的路径来形成氦的同位素4He。在pp1分支,氦-4由两个氦-3融合而成;在pp2和pp3分支,氦-3先和一个已经存在的氦-4融合成铍。 在太阳,pp1最为频繁,占了86%,pp2占14%,pp3只有0.11%。还有一种是极端罕见的pp4分支。

氘也能经由罕见的pep质子-电子-质子)反应(电子捕获)产生:

1H + e + 1H → 2H + νe

在太阳,pep反应和pp反应的比率是1:400,但是pep反应产生的中微子拥有更高的能量:在pp反应的第一步产生的中微子能量是0.42MeV,而pep反应产生的中微子谱线能量集中在1.44MeV

pep和pp反应可以被看成是相同的基本交互作用,以两种不同的费曼表示。此处电子穿越到反应的右边成为一个反电子,这在右图中表示的是恒星内的质子-质子和电子捕获链反应。

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