Cadeia próton-próton - Proton–proton chain
A cadeia próton-próton , também comumente conhecida como cadeia p-p , é um dos dois conjuntos conhecidos de reações de fusão nuclear pelas quais as estrelas convertem hidrogênio em hélio . Ela domina em estrelas com massa menor ou igual à do Sol , enquanto o ciclo CNO , a outra reação conhecida, é sugerido por modelos teóricos para dominar em estrelas com massa maior que cerca de 1,3 vezes a do Sol.
Em geral, a fusão próton-próton pode ocorrer apenas se a energia cinética (isto é, temperatura ) dos prótons for alta o suficiente para superar sua repulsão eletrostática mútua .
No Sol, eventos produtores de deutério são raros. Os diprótons são o resultado muito mais comum das reações próton-próton dentro da estrela, e os diprótons quase imediatamente decaem em dois prótons. Como a conversão de hidrogênio em hélio é lenta, a conversão completa do hidrogênio inicialmente no núcleo do Sol é calculada para levar mais de dez bilhões de anos.
Embora às vezes seja chamada de "reação em cadeia próton-próton", não é uma reação em cadeia no sentido normal. Na maioria das reações nucleares, uma reação em cadeia designa uma reação que produz um produto, como nêutrons liberados durante a fissão , que induz rapidamente outra reação semelhante. A cadeia próton-próton é, como uma cadeia de decaimento , uma série de reações. O produto de uma reação é o material de partida da próxima reação. Existem duas cadeias principais que vão do hidrogênio ao hélio no sol. Uma cadeia tem cinco reações, a outra cadeia tem seis.
História da teoria
A teoria de que as reações próton-próton são o princípio básico pelo qual o Sol e outras estrelas queimam foi defendida por Arthur Eddington na década de 1920. Na época, a temperatura do Sol era considerada muito baixa para superar a barreira de Coulomb . Após o desenvolvimento da mecânica quântica , foi descoberto que o tunelamento das funções de onda dos prótons através da barreira repulsiva permite a fusão a uma temperatura mais baixa do que a predição clássica .
Em 1939, Hans Bethe tentou calcular as taxas de várias reações nas estrelas. Começando com dois prótons combinados para dar deutério e um pósitron, ele encontrou o que agora chamamos de ramo II da cadeia próton-próton. Mas ele não considerou a reação de dois3
Ele núcleos (Filial I) que agora sabemos ser importantes. Isso fazia parte do conjunto de trabalhos em nucleossíntese estelar, pelo qual Bethe ganhou o Prêmio Nobel de Física em 1967.
A cadeia próton-próton
O primeiro passo em todos os ramos é a fusão de dois prótons em deutério . À medida que os prótons se fundem, um deles sofre decaimento beta mais , convertendo-se em nêutron ao emitir um pósitron e um neutrino de elétron (embora uma pequena quantidade de deutério seja produzida pela reação "estimulante", veja abaixo):
O pósitron se aniquilará com um elétron do ambiente em dois raios gama . Incluindo essa aniquilação e a energia do neutrino, a reação líquida
(que é o mesmo que a reação PEP, veja abaixo) tem um valor Q ( energia liberada ) de 1,442 MeV : A quantidade relativa de energia que vai para o neutrino e para os outros produtos é variável.
Esta é a reação limitante da taxa e é extremamente lenta devido ao fato de ser iniciada pela força nuclear fraca . O próton médio no núcleo do Sol espera 9 bilhões de anos antes de se fundir com sucesso com outro próton . Não foi possível medir a seção transversal desta reação experimentalmente porque é muito baixa, mas pode ser calculada a partir da teoria.
Depois de formado, o deutério produzido no primeiro estágio pode se fundir com outro próton para produzir o isótopo leve de hélio ,3
Ele
:
Este processo, mediado pela força nuclear forte e não pela força fraca, é extremamente rápido em comparação com a primeira etapa. Estima-se que, nas condições do núcleo do Sol, cada núcleo de deutério recém-criado exista por apenas cerca de um segundo antes de ser convertido em hélio-3.
No Sol, cada núcleo de hélio-3 produzido nessas reações existe apenas cerca de 400 anos antes de ser convertido em hélio-4. Uma vez que o hélio-3 foi produzido, existem quatro caminhos possíveis para gerar4
Ele
. Em p – p I, o hélio-4 é produzido pela fusão de dois núcleos de hélio-3; os ramos p-p II e p-p III se fundem3
Ele
com pré-existente 4
Ele
para formar o berílio -7, que sofre outras reações para produzir dois núcleos de hélio-4.
Cerca de 99% da produção de energia do sol vem das várias cadeias p – p, com o outro 1% vindo do ciclo CNO . De acordo com um modelo do sol, 83,3 por cento do4
Ele
produzido pelos vários ramos p – p é produzido através do ramo I, enquanto p – p II produz 16,68 por cento e p – p III 0,02 por cento. Visto que metade dos neutrinos produzidos nos ramos II e III são produzidos na primeira etapa (síntese de deutério), apenas cerca de 8,35 por cento dos neutrinos vêm das etapas posteriores (veja abaixo) e cerca de 91,65 por cento são provenientes da síntese de deutério. No entanto, outro modelo solar da mesma época fornece apenas 7,14% dos neutrinos das etapas posteriores e 92,86% da síntese de deutério. A diferença aparentemente se deve a suposições ligeiramente diferentes sobre a composição e metalicidade do sol.
Há também o ramo p-p IV extremamente raro. Outras reações ainda mais raras podem ocorrer. A taxa dessas reações é muito baixa devido a seções transversais muito pequenas ou porque o número de partículas reagentes é tão baixo que quaisquer reações que possam ocorrer são estatisticamente insignificantes.
A reação geral é:
- 4 1 H + + 2e - → 4 He 2+ + 2ν e
liberando 26,73 MeV de energia, parte da qual é perdida para os neutrinos.
O ramo p-p I
A cadeia completa libera uma energia líquida de 26,732 MeV, mas 2,2 por cento desta energia (0,59 MeV) é perdida para os neutrinos que são produzidos. O ramo p – p I é dominante em temperaturas de 10 a14 MK . Abaixo10 MK , a cadeia p – p não produz muito4
Ele
.
O ramo p-p II
3
2Ele
+ 4
2Ele
→ 7
4Ser+
γ
+ 1,59 MeV 7
4Ser
+
e-
→ 7
3Li-+
ν
e+ 0,861 MeV / 0,383 MeV 7
3Li
+ 1
1H
→ 24
2Ele
+ 17,35 MeV
O ramo p-p II é dominante em temperaturas de 14 a 23 MK .
Observe que as energias na segunda reação acima são as energias dos neutrinos que são produzidos pela reação. 90 por cento dos neutrinos produzidos na reação de7
Ser
para 7
Li
carregam uma energia de 0,861 MeV , enquanto os restantes 10 por cento carregam0,383 MeV . A diferença é se o lítio-7 produzido está no estado fundamental ou excitado ( metaestável ), respectivamente. A energia total liberada indo de7
Seja estável7
Li tem cerca de 0,862 MeV, quase todo o qual é perdido para o neutrino se a decomposição for diretamente para o lítio estável.
O ramo p-p III
3
2Ele
+ 4
2Ele
→ 7
4Ser
+
γ
+ 1,59 MeV 7
4Ser
+ 1
1H
→ 8
5B
+
γ
8
5B
→ 8
4Ser
+
e+
+
ν
e8
4Ser
→ 2 4
2Ele
Os últimos três estágios dessa cadeia, mais a aniquilação de pósitrons, contribuem com um total de 18.209 MeV, embora muito disso seja perdido para o neutrino.
A cadeia p-p III é dominante se a temperatura exceder 23 MK .
A cadeia p – p III não é uma fonte importante de energia no Sol, mas era muito importante no problema do neutrino solar porque gera neutrinos de energia muito alta (até14,06 MeV ).
O ramo p-p IV (Hep)
Esta reação é prevista teoricamente, mas nunca foi observada devido à sua raridade (cerca de 0,3 ppm ao sol). Nesta reação, o hélio-3 captura um próton diretamente para dar o hélio-4, com uma energia de neutrino ainda mais alta possível (até 18,8 MeV).
A relação massa-energia dá 19,795 MeV para a energia liberada por essa reação mais a aniquilação que se seguiu, parte da qual é perdida para o neutrino.
Liberação de energia
A comparação da massa do átomo final de hélio-4 com as massas dos quatro prótons revela que 0,7% da massa dos prótons originais foi perdida. Essa massa foi convertida em energia, na forma de energia cinética das partículas produzidas, raios gama e neutrinos liberados durante cada uma das reações individuais. O rendimento total de energia de uma cadeia inteira é26,73 MeV .
A energia liberada como raios gama irá interagir com elétrons e prótons e aquecer o interior do sol. Também a energia cinética dos produtos de fusão (por exemplo, dos dois prótons e do4
2Ele
da reação p – p I) adiciona energia ao plasma no Sol. Esse aquecimento mantém o núcleo do Sol quente e evita que ele entre em colapso sob seu próprio peso, como aconteceria se o Sol esfriasse.
Os neutrinos não interagem significativamente com a matéria e, portanto, não aquecem o interior e, portanto, ajudam a apoiar o Sol contra o colapso gravitacional. Sua energia é perdida: os neutrinos nas cadeias p – p I, p – p II e p – p III carregam 2,0%, 4,0% e 28,3% da energia nessas reações, respectivamente.
A tabela a seguir calcula a quantidade de energia perdida para os neutrinos e a quantidade de " luminosidade solar " proveniente dos três ramos. "Luminosidade" aqui significa a quantidade de energia emitida pelo Sol como radiação eletromagnética em vez de neutrinos. Os valores iniciais usados são os mencionados acima neste artigo. A tabela refere-se apenas a 99% da potência e neutrinos que vêm das reações p – p, não a 1% que vem do ciclo CNO.
Filial | Porcentagem de hélio-4 produzido | Perda percentual devido à produção de neutrino | Quantidade relativa de energia perdida | Quantidade relativa de luminosidade produzida | Porcentagem de luminosidade total |
---|---|---|---|---|---|
Branch I | 83,3 | 2 | 1,67 | 81,6 | 83,6 |
Filial II | 16,68 | 4 | 0,67 | 16,0 | 16,4 |
Filial III | 0,02 | 28,3 | 0,0057 | 0,014 | 0,015 |
Total | 100 | 2,34 | 97,7 | 100 |
A reação PEP
O deutério também pode ser produzido pela reação rara pep (próton-elétron-próton) ( captura de elétrons ):
No Sol, a razão de frequência da reação pep versus a reação p – p é 1: 400. No entanto, os neutrinos liberados pela reação estimulante são muito mais energéticos: enquanto os neutrinos produzidos na primeira etapa da reação p – p variam em energia até0,42 MeV , a reação estimulante produz neutrinos de linha de energia nítida de1,44 MeV . A detecção de neutrinos solares a partir desta reação foi relatada pela colaboração Borexino em 2012.
Ambas as reações pep e p-p podem ser vistas como duas representações diferentes de Feynman da mesma interação básica, onde o elétron passa para o lado direito da reação como um pósitron. Isso é representado na figura das reações próton-próton e de captura de elétrons em uma estrela, disponível no site da NDM'06.