Hispanopedia Wiki
La cadena protón-protón , también conocida como cadena p-p , es uno de los dos conjuntos conocidos de reacciones de fusión nuclear mediante las cuales las estrellas convierten hidrógeno en helio . Predomina en estrellas con masas menores o iguales a la del Sol , [ 2 ] mientras que el ciclo CNO , la otra reacción conocida, según sugieren los modelos teóricos, predomina en estrellas con masas mayores a aproximadamente 1,3 masas solares . [ 3 ]
En general, la fusión protón-protón solo puede ocurrir si la energía cinética ( temperatura ) de los protones es lo suficientemente alta como para superar su repulsión electrostática mutua .
En el Sol, los eventos que producen deuterones son raros. Los diprotones son el resultado mucho más común de las reacciones protón-protón dentro de la estrella, y los diprotones se desintegran casi inmediatamente en dos protones. Dado que la conversión de hidrógeno en helio es lenta, se calcula que la conversión completa del hidrógeno inicialmente presente en el núcleo del Sol tardaría más de diez mil millones de años. [ 4 ]
Aunque a veces se la denomina «reacción en cadena protón-protón», no es una reacción en cadena en el sentido habitual. En la mayoría de las reacciones nucleares, una reacción en cadena designa una reacción que produce un producto, como los neutrones liberados durante la fisión , que induce rápidamente otra reacción similar. La cadena protón-protón es, al igual que una cadena de desintegración , una serie de reacciones. El producto de una reacción es el material de partida de la siguiente. Existen dos cadenas principales que van del hidrógeno al helio en el Sol. Una cadena tiene cinco reacciones y la otra, seis.
Historia de la teoría
La teoría de que las reacciones protón-protón son el principio básico por el cual el Sol y otras estrellas arden fue defendida por Arthur Eddington en la década de 1920. En aquel entonces, se consideraba que la temperatura del Sol era demasiado baja para superar la barrera de Coulomb . Tras el desarrollo de la mecánica cuántica , se descubrió que el efecto túnel de las funciones de onda de los protones a través de la barrera repulsiva permite la fusión a una temperatura inferior a la predicha por la teoría clásica .
En 1938, Hans Bethe y CL Critchfield propusieron que la combinación de dos protones para dar un núcleo de deuterio y un positrón era la reacción de ignición primaria de las reacciones nucleares en cadena pp del Sol, [ 5 ] conocidas hoy como la Rama II de la cadena protón-protón. La reacción de dos 3En aquel entonces no se conocían los núcleos de helio (rama I). [ 6 ] Esto formaba parte del conjunto de trabajos sobre nucleosíntesis estelar por los que Bethe ganó el Premio Nobel de Física en 1967.
En 2014, la colaboración Borexino realizó la primera medición directa en tiempo real de neutrinos pp, reportando un flujo de neutrinos de (6,6 ± 0,7)×10 10 cm -2 ⋅s -1 . [ 7 ] Esta medición es consistente con las predicciones del modelo solar estándar , (5,98 ± 0,04)×10 10 cm -2 ⋅s -1 . [ 7 ] [ 8 ]
La cadena protón-protón
El primer paso en todas las ramas es la fusión de dos protones en un deuterón . A medida que los protones se fusionan, uno de ellos sufre una desintegración beta más , convirtiéndose en un neutrón mediante la emisión de un positrón y un neutrino electrónico [ 9 ] (aunque se produce una pequeña cantidad de núcleos de deuterio por la reacción "pep", véase más abajo):
El positrón se aniquilará con un electrón del entorno en dos rayos gamma . Incluyendo esta aniquilación y la energía del neutrino, la reacción neta es...
tiene un valor Q ( energía liberada ) de 1,442 MeV : [ 9 ] Las cantidades relativas de energía que van al neutrino y a los otros productos son variables.
Esta es la reacción limitante de la velocidad y es extremadamente lenta debido a que se inicia por la fuerza nuclear débil . El protón promedio en el núcleo del Sol espera 9 mil millones de años antes de fusionarse con éxito con otro protón. No ha sido posible medir experimentalmente la sección transversal de esta reacción porque es muy baja [ 10 ] , pero se puede calcular a partir de la teoría [ 1 ] .
Después de su formación, el deuterón producido en la primera etapa puede fusionarse con otro protón para producir el isótopo ligero y estable del helio , 3Él :
Este proceso, mediado por la fuerza nuclear fuerte en lugar de la débil, es extremadamente rápido en comparación con el primer paso. Se estima que, bajo las condiciones del núcleo del Sol, cada núcleo de deuterio recién creado existe solo durante aproximadamente un segundo antes de convertirse en helio-3. [ 1 ]
En el Sol, cada núcleo de helio-3 producido en estas reacciones existe solo durante unos 400 años antes de convertirse en helio-4. [ 11 ] Una vez que se ha producido el helio-3, hay cuatro posibles caminos para generar 4En p–p I , el helio-4 se produce fusionando dos núcleos de helio-3 en berilio-6 , que inmediatamente emite dos protones para convertirse en helio-4. Las ramas p – p II y p–p III fusionan 3Él con 4 preexistentesÉl forma berilio-7 , que sufre reacciones adicionales para producir dos núcleos de helio-4.
Aproximadamente el 99% de la energía producida por el sol proviene de las diversas cadenas p-p , y el otro 1% proviene del ciclo CNO . Según un modelo del sol, el 83,3 por ciento de la 4El producido por las distintasramas p–p se produce a través de la rama I mientras que p–p II produce 16,68 por ciento y p–p III 0,02 por ciento. [ 1 ] Dado que la mitad de los neutrinos producidos en las ramas II y III se producen en el primer paso (síntesis de un deuterón), solo alrededor del 8,35 por ciento de los neutrinos provienen de los pasos posteriores (véase más abajo), y alrededor del 91,65 por ciento son de la síntesis de deuterones. Sin embargo, otro modelo solar de aproximadamente la misma época da solo 7,14 por ciento de neutrinos de los pasos posteriores y 92,86 por ciento de la síntesis de núcleos de deuterio. [ 12 ] La diferencia se debe aparentemente a suposiciones ligeramente diferentes sobre la composición y metalicidad del sol.
También existe la extremadamente rara reacción p–p IV . Pueden ocurrir otras reacciones aún más raras. La frecuencia de estas reacciones es muy baja debido a secciones transversales muy pequeñas, o porque el número de partículas reaccionantes es tan bajo que cualquier reacción que pudiera ocurrir resulta estadísticamente insignificante.
La reacción general es:
liberando 26,73 MeV de energía, parte de la cual se pierde en los neutrinos.
La rama p–p I
La fusión de dos núcleos de 3 2 He produce un núcleo de 6 4 Be , que rápidamente expulsa dos protones. La cadena completa libera una energía neta de26,732 MeV [ 13 ] pero el 2,2 por ciento de esta energía (0,59 MeV) se pierde en los neutrinos que se producen. [ 14 ] La rama p–p I es dominante a temperaturas de 10 a18 MK . [ 15 ] Abajo10 MK , la cadena p–p procede a una velocidad lenta, lo que resulta en una baja producción de 4Él . [ 16 ]
La rama p–p II
La rama p–p II es dominante a temperaturas de 18 a25 MK . [ 15 ]
Tenga en cuenta que las energías en la segunda reacción anterior son las energías de los neutrinos que se producen en la reacción. El 90 por ciento de los neutrinos producidos en la reacción de 7Ser a 7El litio transporta una energía de0,861 MeV , mientras que el 10 por ciento restante lleva0,383 MeV . La diferencia radica en si el litio-7 producido se encuentra en el estado fundamental o en un estado excitado ( metaestable ), respectivamente. La energía total liberada al pasar de 7Ser estable 7La energía del Li es de aproximadamente 0,862 MeV, casi la totalidad de la cual se pierde en el neutrino si la desintegración se produce directamente en el litio estable.
La rama p–p III
Las últimas tres etapas de esta cadena, más la aniquilación del positrón, contribuyen con un total de 18,209 MeV, aunque gran parte de esto se pierde en el neutrino.
La cadena p–p III es dominante si la temperatura supera25 MK . [ 15 ]
La cadena p–p III no es una fuente importante de energía en el Sol, pero fue muy importante en el problema de los neutrinos solares porque genera neutrinos de muy alta energía (hasta14,06 MeV ).
La rama p–p IV (Hep)
Esta reacción se predice teóricamente, pero nunca se ha observado debido a su rareza (aproximadamente0,3 ppm en el Sol). En esta reacción, el helio-3 captura un protón directamente para dar helio-4, con una energía de neutrino posible aún mayor (hasta18,8 MeV ).
La relación masa-energía da19,795 MeV por la energía liberada por esta reacción más la aniquilación subsiguiente, parte de la cual se pierde en el neutrino.
Liberación de energía
Al comparar la masa del núcleo final de helio-4 con las masas de los cuatro protones, se observa que se ha perdido el 0,7 por ciento de la masa de los protones originales. Esta masa se ha convertido en energía, en forma de energía cinética de las partículas producidas, rayos gamma y neutrinos liberados durante cada una de las reacciones individuales. El rendimiento energético total de una cadena completa es26,73 MeV .
La energía liberada en forma de rayos gamma interactúa con electrones y protones, calentando el interior del Sol. Además, la energía cinética de los productos de fusión (por ejemplo, de los dos protones y el ³He de la reacción protón-protón ) aporta energía al plasma solar. Este calentamiento mantiene caliente el núcleo del Sol e impide que colapse por su propio peso , como ocurriría si se enfriara.
Los neutrinos no interactúan significativamente con la materia y, por lo tanto, no calientan el interior del Sol (lo que ayudaría a sostenerlo contra el colapso gravitacional ). Su energía se pierde: los neutrinos en las cadenas p–p I , p–p II y p–p III se llevan el 2,0 %, el 4,0 % y el 28,3 % de la energía en esas reacciones, respectivamente. [ 17 ]
La siguiente tabla calcula la cantidad de energía perdida en neutrinos y la cantidad de " luminosidad solar " proveniente de las tres ramas. Aquí, "luminosidad" se refiere a la cantidad de energía emitida por el Sol como radiación electromagnética , no como neutrinos. Los valores iniciales utilizados son los mencionados anteriormente en este artículo. La tabla se refiere únicamente al 99% de la energía y los neutrinos que provienen de las reacciones protón-protón , no al 1% que proviene del ciclo CNO.
La reacción de PEP
Un deuterón también puede producirse mediante la rara reacción pep (protón-electrón-protón) ( captura de electrones ):
En el Sol, la relación de frecuencia de la reacción pep frente a la reacción p–p es 1:400. Sin embargo, los neutrinos liberados por la reacción pep son mucho más energéticos: mientras que los neutrinos producidos en el primer paso de la reacción p–p tienen un rango de energía de hasta0,42 MeV , la reacción pep produce neutrinos de línea de energía aguda de1,44 MeV . La colaboración Borexino informó en 2012 sobre la detección de neutrinos solares procedentes de esta reacción. [ 18 ]
Tanto las reacciones pep como p–p pueden considerarse dos representaciones de Feynman diferentes de la misma interacción básica, donde el electrón pasa al lado derecho de la reacción como un positrón. Esto se representa en la figura de las reacciones protón-protón y de captura de electrones en forma de estrella, disponible en el sitio web de NDM'06. [ 19 ]
Véase también
Referencias
- 1 2 3 4 Adelberger, Eric G.; et al. (12 de abril de 2011). "Secciones transversales de fusión solar. II. La cadena pp y los ciclos CNO". Reviews of Modern Physics . 83 (1): 201. arXiv : 1004.2318 . Bibcode : 2011RvMP...83..195A . doi : 10.1103/RevModPhys.83.195 . S2CID 119117147 . Véase la figura 2. El pie de foto no es muy claro, pero se ha confirmado que los porcentajes se refieren a la cantidad de cada reacción que tiene lugar, o equivalentemente, a la cantidad de helio-4 que se produce en cada rama.
- ↑ Michael Guidry. "La cadena protón-protón" . Astronomía 162: Estrellas, galaxias y cosmología . Universidad de Tennessee, Knoxville . Archivado del original el 20 de junio de 2016. Consultado el 30 de julio de 2018 .
- ↑ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). Evolución de las estrellas y las poblaciones estelares . John Wiley and Sons . págs. 119–121 . ISBN 0-470-09220-3.
- ↑ Kenneth S. Krane, Física nuclear introductoria , Wiley, 1987, pág. 537.
- ↑ Butler, Malcolm; Chen, Jiunn-Wei (2001). "Fusión protón-protón en la teoría de campo efectiva hasta el quinto orden". Physics Letters B . 520 ( 1– 2): 87– 91. arXiv : nucl-th/0101017 . Bibcode : 2001PhLB..520...87B . doi : 10.1016/S0370-2693(01)01152-2 .
pp→de
+
ν
e
Bethe y Critchfield
propusieron que fuera la primera reacción en iniciar las reacciones nucleares en cadena pp
- ↑ Bethe, Hans A. (1 de marzo de 1939). "Producción de energía en las estrellas" . Physical Review . 55 (5): 434– 456. Bibcode : 1939PhRv...55..434B . doi : 10.1103/PhysRev.55.434 .
- ^ Miramonti , L.; Nachname, Vorname (noviembre de 2015). «Logros en física de neutrinos solares con el detector Borexino» . Astronomische Nachrichten . 336 ( 8– 9): 790– 794. Bibcode : 2015AN....336..790M . doi : 10.1002/asna.201512229 . ISSN 0004-6337 .
- ↑ Ianni, Aldo (1 de septiembre de 2014). "Neutrinos solares y el modelo solar" . Física del Universo Oscuro . 4 : 44–49 . Bibcode : 2014PDU.....4...44I . doi : 10.1016/j.dark.2014.06.002 . ISSN 2212-6864 .
- 1 2 Iliadis, Christian (2007). Física nuclear de las estrellas . Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 9783527406029OCLC 85897502
- ↑ Phillips, Anthony C. (1999). La física de las estrellas (2.ª ed.). Chichester: John Wiley. ISBN 0471987972OCLC 40948449
- ↑ Esta vez y las otras dos veces anteriores provienen de: Byrne, J. Neutrons, Nuclei, and Matter , Dover Publications, Mineola, NY, 2011, ISBN 0486482383, pág. 8.
- ↑ Aldo Serenelli; et al. (noviembre de 2009). "Nueva composición solar: el problema de los modelos solares revisitado". The Astrophysical Journal Letters . 705 (2): L123– L127. arXiv : 0909.2668 . Bibcode : 2009ApJ...705L.123S . doi : 10.1088/0004-637X/705/2/L123 . S2CID 14323767 . Calculado a partir del modelo AGSS09 en la Tabla 3.
- ↑ LeBlanc, Francis (2010). Introducción a la astrofísica estelar . Chichester: Wiley. pp. 220–221 . ISBN 978-0470699560.
- ↑ Burbidge, E.; Burbidge, G.; Fowler, William; Hoyle, F. (1 de octubre de 1957). "Síntesis de los elementos en las estrellas" (PDF) . Reviews of Modern Physics . 29 (4): 547– 650. Bibcode : 1957RvMP...29..547B . doi : 10.1103/RevModPhys.29.547 .
- 1 2 3 Iliadis, Christian (2015). Física nuclear de las estrellas (Segunda edición, revisada y ampliada ). Weinheim, Alemania. ISBN 978-3-527-33649-4OCLC 908071061
{{cite book}}: CS1 mantenimiento: falta el editor de ubicación ( enlace ) - ↑ Adelberger, EG; et al. (2010). "Secciones transversales de fusión solar. II. Ciclos de Theppchain y CNO". Reviews of Modern Physics . 83 (1): 195– 245. arXiv : 1004.2318 . Bibcode : 2011RvMP...83..195A . doi : 10.1103/RevModPhys.83.195 . S2CID 119117147 .
- ↑ Claus E. Rolfs y William S. Rodney, Cauldrons in the Cosmos , The University of Chicago Press, 1988, pág. 354.
- ↑ Bellini, G.; et al. (2 de febrero de 2012). "Primera evidencia de neutrinos solares pep por detección directa en Borexino". Physical Review Letters . 108 (5) 051302. arXiv : 1110.3230 . Bibcode : 2012PhRvL.108e1302B . doi : 10.1103/PhysRevLett.108.051302 . PMID 22400925 . S2CID 118444784 .
- ↑ Conferencia Internacional sobre Neutrinos y Materia Oscura, 7 de septiembre de 2006, Sesión 14 .
Fuentes
HA Bethe; CL Critchfield (1938). "La formación de deuterones por combinación de protones". Physical Review . 54 (4): 248– 254. Bibcode : 1938PhRv...54..248B . doi : 10.1103/PhysRev.54.248 .
Enlaces externos
Contenido multimedia relacionado con la reacción en cadena protón-protón en Wikimedia Commons.
- reacciones de fusión nuclear
- Protón
