Proton-protonový cyklus

Proton-protonový cyklus (proton-protonová reakce, p-p cyklus, p-p reakce, pp reakce, p-p řetězec apod.) je cyklus jaderných reakcí, při kterých se v konečném důsledku přemění jádra vodíku ¹H na jádra hélia ⁴He. Proton-protonový cyklus je základním zdrojem zářivé energie ve hvězdách hlavní posloupnosti, jejichž hmotnost příliš nepřesahuje hmotnost Slunce.

Na začátku této jaderné reakce dochází ke spojení dvou jader vodíku ¹H za vzniku deuteria ²H. Uvolňuje se pozitron e⁺ a neutrino ${\displaystyle {\nu }}$. Tento první krok je velmi pomalý, protože protony musí využít tunelového jevu, aby prošly Coulombovou bariérou a protože zde působí slabá interakce.

${\displaystyle {^{1}H}+{^{1}H}\rightarrow {^{2}D}+e^{+}+{\nu }_{e}}$ ….. (0,42 MeV) (V závorce se uvádí množství energie uvolněné při jednotlivých reakcích.)

Uvolněný pozitron vzápětí anihiluje s nějakým elektronem, nacházejícím se ve slunečním jádru. Při této reakci se uvolní energie ve formě dvou gama fotonů.

${\displaystyle {e^{+}}+{e^{-}}\rightarrow 2{\gamma }}$ ….. (1,02 MeV)

Celkem se tedy v tomto prvním kroku uvolní +1,44 MeV energie.

Vzniklé deuterium se může spojit s dalším jádrem vodíku ¹H za vzniku izotopu helia ³He:

${\displaystyle {^{2}D}+{^{1}H}\rightarrow {^{3}He}+\gamma }$ ….. (+5,494 MeV)

^[1]

Nyní jsou čtyři možné postupy, které vedou ke vzniku izotopu helia ⁴He. V reakci pp I vzniká helium ⁴He spojením dvou jader helia ³He, v reakci pp II a pp III se spojí jádro ³He s již existujícím jádrem ⁴He za vzniku jádra berylia. Při poslední možnosti, pp IV, se slučuje jádro ³He s jádrem vodíku ¹H za vzniku jádra ⁴He. Tato poslední reakce nastává velmi zřídka. Ve Slunci je pravděpodobnost, že nastane reakce pp I 86%, reakce pp II 14%, reakce pp III 0.11% a reakce pp IV kolem 0,3 ppm.

${\displaystyle {^{3}He}+{^{3}He}\rightarrow {^{4}He}+{^{1}H}+{^{1}H}}$ ….. (+12,859 MeV)

^[1]

Tato reakce převládá při teplotách od 10 do 14 milionů Kelvinů (MK).^[2]

${\displaystyle {^{3}He}+{^{4}He}\rightarrow {^{7}Be}+\gamma }$ ….. (+1,59 MeV) ${\displaystyle {^{7}Be}+e^{-}\rightarrow {^{7}Li}+{\nu }_{e}}$ ….. (+0,86 MeV nebo +0,383 MeV) ${\displaystyle {^{7}Li}+{^{1}H}\rightarrow 2\,{^{4}He}}$ ….. (+17,35 MeV)

Tato reakce převažuje při teplotách od 14 do 23 MK.

90% neutrin vzniklých při reakci jádra berylia ⁷Be s elektronem e⁻ si odnáší energii 0,861 MeV, zbývajících 10% vzniklých neutrin si odnáší energii 0,383 MeV (závisí na tom, zda je vzniklé jádro lithia ⁷Li v základním stavu nebo excitovaném).

${\displaystyle {^{7}Be}+{^{1}H}\rightarrow {^{8}B}+\gamma }$ ….. (+0,13 MeV) ${\displaystyle {^{8}B}\rightarrow {^{8}Be}+e^{+}+{\nu }_{e}}$ ….. (+17,98 MeV) ${\displaystyle {^{8}Be}\rightarrow 2{^{4}He}}$ ….. (+0,09 MeV)

Reakce pp III převažuje při teplotách překračujících 23 MK. Tato reakce není hlavním zdrojem energie na Slunci, ale byla důležitá pro vznik problému slunečních neutrin, protože při ní dochází k produkci vysokoenergetických neutrin (jejich energie dosahuje 14.06 MeV).^[3]

Tato reakce může teoreticky probíhat, ale je velmi vzácná (na Slunci probíhá asi s pravděpodobností 0,3 ppm). Při této reakci se spojí jádro helia ³He přímo s protonem za přímého vzniku helia ⁴He, uvolní se pozitron a elektronové neutrino s velmi vysokou energií (kolem 18,8 MeV).

${\displaystyle {^{3}He}+{^{1}H}\rightarrow {^{4}He}+e^{+}+{\nu }_{e}}$ ….. (+18,8 MeV)

Tato reakce se někdy nazývá Hep reakce (slučuje se heliové jádro a proton)

Srovnáním hmotnosti vzniklého jádra helia ⁴He a hmotností čtyřech protonů, které jsou zapotřebí k jeho vzniku, dojdeme k závěru, že 0,7% původních protonů se přeměnilo na energii. Tuto energii (celkem 26,73 MeV) si odnáší vzniklé fotony gama záření a vzniklá neutrina.

Pouze energie vzniklého gama záření interaguje s elektrony a protony uvnitř Slunce a zahřívá jeho vnitřní části. Toto zahřívání zabraňuje gravitačnímu kolapsu Slunce.

Neutrina nereagují nijak významně s látkou a proto nemají vliv na zahřívání vnitřních částí Slunce. Neutrina vzniklá při reakcích pp I, pp II a pp III odnášejí pryč 2,0%, 4,0% a 28,3% energie, která vzniká při těchto reakcích.

Deuterium, kromě prvního kroku pp reakce, může také vzniknout velmi vzácnou pep (proton–elektron–proton) reakcí:

${\displaystyle {^{1}H}+e^{-}+{^{1}H}\rightarrow {^{2}D}+{\nu }_{e}}$ ….. (+1,44 MeV)

Ve Slunci je poměr počtu pep reakcí k počtu pp reakcí 1:400. Neutrina uvolněná při této reakci jsou mnohem energetičtější. Zatímco neutrina vzniklá v prvním kroku pp reakce mají energii do 0,42 MeV, neutrina vzniklá při pep reakci jsou vysokoenergetická s energií kolem 1,44 MeV.

Obě reakce, pep a pp reakce, mohou být považovány jako dvě různé Feynmanovy reprezentace stejné základní interakce, kde elektron vystupuje na pravé straně zápisu reakce jako antielektron (pozitron). Další průběh reakcí je stejný, jako v krocích 2 – 4 pp reakce.

Přímý důkaz, že pep reakce se podílí na fúzních reakcích na Slunci, podala analýza výsledků experimentu Borexino z r. 2012, ve které byla zaznamenána neutrina v energetickém pásmu 1,0 MeV až 1,5 MeV. Ve spojení se standardním modelem Slunce z toho vyplývá i snížení pravděpodobnosti, že na Slunci probíhá CNO cyklus.^[4][5]

• CNO cyklus
• Jádro Slunce

• Obrázky, zvuky či videa k tématu Proton-protonový cyklus na Wikimedia Commons