Πυρηνική αντίδραση αλυσίδας πρωτονίου-πρωτονίου: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων

Η '''αλυσιδωτή αντίδραση πρωτονίου - πρωτονίου''', που συνήθως αναφέρεται επίσης ως '''αλυσίδα pp''', είναι μία από τις δύο γνωστές ακολουθίες αντιδράσεων [[Πυρηνική σύντηξη|πυρηνικής σύντηξης]] με τις οποίες τα [[Αστέρας|αστέρια]] μετατρέπουν το [[υδρογόνο]] σε [[ήλιο]] . Κυριαρχεί στα αστέρια με μάζες μικρότερες ή ίσες με εκείνες του [[Ήλιος|Ήλιου]], <ref>{{Cite web|url=http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/energy/ppchain.html|title=The Proton–Proton Chain|website=Astronomy 162: Stars, Galaxies, and Cosmology|archiveurl=https://web.archive.org/web/20160620155744/http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/energy/ppchain.html|archivedate=2016-06-20|accessdate=2018-07-30}}</ref> ενώ ο κύκλος CNO, η άλλη γνωστή αντίδραση, προτείνεται από θεωρητικά μοντέλα να κυριαρχεί σε αστέρια με μάζες μεγαλύτερες από περίπου 1,3 φορές εκείνεςτης μάζας του Ήλιου. <ref>{{Cite book|title=Evolution of Stars and Stellar Populations|first=Maurizio|last=Salaris|first2=Santi|last2=Cassisi|publisher=[[John Wiley and Sons]]|isbn=0-470-09220-3|year=2005|pages=119–121|url=https://books.google.com/books?id=p4ojTNkcFx8C&pg=PA119}}</ref>

ΓενικάΣύμφωνα με την κλασική φυσική, η σύντηξη πρωτονίου-πρωτονίου μπορείθα μπορούσε να συμβεί μόνο εάν η [[κινητική ενέργεια]] (δηλ. η [[θερμοκρασία]] ) των πρωτονίων είναι αρκετά υψηλή ώστε να ξεπεράσει την αμοιβαία [[Νόμος του Κουλόμπ|ηλεκτροστατική απώθηση τους]] . <ref>[[Ishfaq Ahmad]], ''The Nucleus'', '''1''': 42, 59, (1971), The Proton type-nuclear fission reaction.</ref>

Στον Ήλιο, η παραγωγή [[δευτέριο|δευτερίου]] είναι σπάνια. Τα λεγόμενα διπρωτόνια (ήλιο-2) είναι το πολύ πιο κοινό αποτέλεσμα των αντιδράσεων πρωτονίου-πρωτονίου εντός του αστεριού καιαλλά τα διπροτόνια αποσυντίθενται σχεδόν αμέσως σε δύο πρωτόνια. Δεδομένου ότι η μετατροπή του υδρογόνου σε ήλιο είναι αργή, μια που μέρος της γίνεται μέσω της ασθενούς πυρηνικής δύναμης, η πλήρης μετατροπή του υδρογόνου στον πυρήνα του Ήλιου υπολογίζεται ότι διαρκεί περισσότερα από δέκα δισεκατομμύρια χρόνια. <ref>Kenneth S. Krane, ''Introductory Nuclear Physics'', Wiley, 1987, p. 537.</ref>

Αν και ονομάζεται "αλυσιδωτή αντίδραση πρωτονίου - πρωτονίου", δεν είναι [[αλυσιδωτή αντίδραση]] υπό την κανονική έννοια. Στις περισσότερες πυρηνικές αντιδράσεις, μια αλυσιδωτή αντίδραση ορίζειείναι μια αντίδραση που παράγει ένα προϊόν, όπως νετρόνια που εκλύονται κατά τη διάρκεια της [[Πυρηνική σχάση|σχάσης]], που προκαλεί γρήγορα μια άλλη τέτοια αντίδραση.

Η θεωρία ότι οι αντιδράσεις πρωτονίου-πρωτονίου είναι η βασική αρχή με την οποία "καίγονται¨ ο Ήλιος και άλλα αστέρια, υποστηρίχθηκε από τον [[Άρθουρ Στάνλεϋ Έντινγκτον|Arthur Eddington]] τη δεκαετία του 1920. Εκείνη την εποχή, η θερμοκρασία του Ήλιου είχε ήδη υπολογιστεί σε περίπου 15 εκατομμύρια βαθμούς και θεωρήθηκε πολύ χαμηλή (σχεδόν 1000 φορές χαμηλότερη) για να ξεπεράσει το φράγμα Coulomb . Μετά την ανάπτυξη της [[Κβαντική μηχανική|κβαντικής μηχανικής]], ανακαλύφθηκε ότι ητο [[φαινόμενο σήραγγας]] των [[Κυματοσυνάρτηση|κυματοσυστημάτων]] των πρωτονίων διά μέσω του απωθητικού φράγματος Coulomb επιτρέπει τη σύντηξη υδρογόνου σε ήλιο σε πολύ χαμηλότερη θερμοκρασία από την [[Κλασική Φυσική|κλασική]] πρόβλεψη.

Το 1939, ο [[Χανς Μπέτε|Χανς Μπέθε]] προσπάθησε να υπολογίσει τα ποσοστά των διαφόρων αντιδράσεων στα αστέρια. Ξεκινώντας με δύο πρωτόνια που συνδυάζονταν για να δώσουν [[δευτέριο]] (το οποίο συμβολίζεται ως ²₁D, ή D, ή ²₁Η) και ένα [[ποζιτρόνιο]], βρήκε(το οποίο συμβολίζεται ως e⁺) ανακάλυψε αυτό που τώρα ονομάζουμε κλάδος II (p-p II) της αντίδρασης πρωτονίου-πρωτονίου. Αλλά δεν έλαβε υπόψη την αντίδραση των δύο {{Chem|πυρήνων ηλίου-3|He}} (που συμβολίζεται ως <nowikisup>3</brsup><sub>2</nowikisub>Ηe {{Chem|ή ^3|He}}Ηe, πυρήνες (κλάδος Ι) που τώρα γνωρίζουμε ότι είναι σημαντικός. <ref>{{Cite journal|last=Hans Bethe|title=Energy Production in Stars|journal=[[Physical Review]]|date=Mar 1, 1939|volume=55|issue=5|pages=434–456|doi=10.1103/PhysRev.55.434|bibcode=1939PhRv...55..434B}}</ref> Αυτό ήταν μέρος του σώματος της εργασίας στην αστρική νουκλεοσύνθεσηπυρηνοσύνθεση για την οποία ο [[Χανς Μπέτε|ΜπέθεΜπέτε]] κέρδισε το [[βραβείο Νόμπελ Φυσικής]] το 1967.

Το πρώτο βήμα σε όλους τους κλάδους είναι η σύντηξη δύο [[Πρωτόνιο|πρωτονίων]] (που συμβολίζονται ως p, ή ¹₁H) σε [[δευτέριο]] . Καθώς τα πρωτόνια συντήκονται, ένα από αυτά υποβάλλεται σε διάσπαση βήτα, δηλαδή μετατρέπεται σε ένα [[νετρόνιο]] εκπέμποντας ένα [[ποζιτρόνιο]] (ώστε να διατηρηθεί το φορτίο) και ένα νετρίνο ηλεκτρονίου (ώστε να διατηρηθεί ο λεπτονικός αριθμός) <ref name=":0">{{Cite book|title=Nuclear Physics of Stars|first=Christian|last=Iliadis|publisher=Wiley-VCH|isbn=9783527406029|date=2007|location=Weinheim}}</ref>. (ανΑξίζει καινα σημειωθεί ότι μια μικρή ποσότητα δευτερίου παράγεται από την αντίδραση "pep", (δείτε παρακάτω).

Το [[ποζιτρόνιο]] πιθανώς θα [[Εξαΰλωση|εξαφανιστεί]] με ένα [[ηλεκτρόνιο]], απότα τοοποία περιβάλλονυπάρχουν διαθέσιμα σε μεγάλες ποσότηες στο κέντρο του Ήλιο μια που όλο το υδρογόνο είναι ιονισμένο, εκπέμποντας δύο [[Ακτίνες γ|ακτίνες γάμμα]] .


Συμπεριλαμβανομένης αυτής της [[Εξαΰλωση|εξαΰλωσης]] και της ενέργειας του νετρίνου, ολόκληρη η αντίδραση έχει τιμή ''Q'' (απελευθερούμενη [[ενέργεια]] ) 1,442 [[Ηλεκτρονιοβόλτ|MeV]] . <ref name=":0">{{Cite book|title=Nuclear Physics of Stars|first=Christian|last=Iliadis|publisher=Wiley-VCH|isbn=9783527406029|date=2007|location=Weinheim}}</ref> Οι σχετικές ποσότητες ενέργειας που πηγαίνουν στο νετρίνο και στα άλλα προϊόντα ποικίλουν.