proton-proton (pp) zincir reaksiyonu, yıldızların hidrojeni helyuma dönüştürdüğü bilinen iki nükleer füzyon reaksiyonu setinden biridir. Güneş kütlesine eşit veya daha az kütleli yıldızlarda egemendir. Bilinen diğer reaksiyon CNO döngüsüdür. CNO, daha çok güneş kütlesinin yaklaşık 1.3 katından daha büyük kütlelere sahip yıldızlarda hakim olabilen reaksiyonlardır.
Genel olarak, proton-proton füzyonu ancak protonların kinetik enerjisi (yani sıcaklığı), karşılıklı elektrostatik veya Coulomb kuvvetlerini aşacak kadar yüksek olduğunda gerçekleşebilir.
Güneş'te döteryum üreten olaylar nadirdir. Diprotonlar (He-2, yani 2 protonlu ve nötronuz molekül) yıldızdaki proton-proton reaksiyonlarının en yaygın sonucudur ve diprotonlar çoğunlukla iki protona bozunurlar. Hidrojenin helyuma dönüşümü yavaş olduğu için, Güneş'in çekirdeğindeki hidrojenin tamamen dönüşümü on milyar yıldan fazla sürer.
Genellikle "proton-proton zincir reaksiyonu" olarak adlandırılmasına rağmen, normalde bu bir zincir reaksiyonu değildir (en azından Kol I değildir - Şube II ve III'deki helyumda üründür ve aynı zamanda katalizör görevi görür). Reaksiyon devam etmesi için reaksiyonu indükleyen (fisyon sırasında gönderilen nötronlar gibi) partiküller üretmez. Aslında, hız kendi kendini sınırlar çünkü üretilen ısı yoğunluğu azaltma eğilimindedir. Bununla birlikte, bu bir zincir (bozunma zinciri gibi) ve bir reaksiyondur veya daha kesin olarak bir araya gelen ve döteryum veren iki protonla başlayan dallı bir reaksiyonlar zinciridir.
Teorinin Tarihi
Proton-proton reaksiyonlarının teorisi, 1920'lerde Arthur Eddington tarafından savunulan Güneş ve diğer yıldızların yanmasının temel ilkesidir. O zamanlar, Güneş'in sıcaklığının Coulomb bariyerini aşmak için çok düşük olduğu düşünülmüştü. Kuantum mekaniğinin gelişmesinden sonra, protonların dalga fonksiyonlarının itici bariyer yoluyla tünellenmesinin klasik öngörmeden daha düşük bir sıcaklıkta füzyona olanak sağladığı keşfedilmiştir.
Öyle olsa bile, proton-proton füzyonunun nasıl devam edeceği açık değildi, çünkü en belirgin ürün helyum-2 (diproton) kararsızdır ve neredeyse anında iki protona ayrışır. 1939'da Hans Bethe, protonlardan birinin, füzyonun kısa bir süre boyunca zayıf etkileşimi ile bir nötron içerisine beta emisyonu ile bozunması önerdi. Böylelikle döteryumu zincirde hayati bir ürün haline getirdi. Bu fikir, Bethe'nin 1967'de Nobel Fizik Ödülü'nü kazandığı yıldız nükleosentezindeki çalışmaların bir parçasıydı.
Proton-Proton Zincir Reaksiyonu
Tüm dallardaki (branch) ilk adım, iki protonunun döteryuma dönüşmesi olayıdır. Protonlardan biri beta bozunması ile bir nötrona dönüşür ve ortaya bir pozitron ve bir elektron nötrino yayılır.
Pozitron, muhtemelen ortamdaki iki gama ışınından gelen bir elektronla yok olacaktır. Bu yok olma dahil, tüm reaksiyon 1.442 MeV'lik bir Q-Değerine (serbest enerji) sahiptir. Bu reaksiyon, zayıf nükleer kuvvet tarafından başlatılmasından dolayı oldukça yavaştır. Güneş'in çekirdeğindeki ortalama proton, başka bir protonla başarılı bir şekilde birleşmeden önce 9 milyar yıl beklemiştir. Bu uzun zaman ölçekleri nedeniyle bu reaksiyonun kesitini deneysel olarak ölçmek mümkün değildir. Böylece ilk aşamada üretilen döteryum, helyumun ışık izotopunu üretmek için başka bir proton ile kaynaşabilir (He-3):
Ayrıca bakınız
Kaynakça
- ^ . 20 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Haziran 2016.
- ^ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. John Wiley and Sons. pp. 119–121. ISBN 0-470-09220-3.
- ^ Ishfaq Ahmad, The Nucleus, 1: 42, 59, (1971), The Proton type-nuclear fission reaction.
- ^ Kenneth S. Krane, Introductory Nuclear Physics, Wiley, 1987, p. 537.
- ^ Hans A. Bethe, Physical Review 55:103, 434 (1939); cited in Donald D. Clayton, Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, The University of Chicago Press, 1983, p. 366.
- ^ Iliadis, Christian. (2007). Nuclear physics of stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 9783527406029. OCLC 85897502.
- ^ Phillips, A. C. (Anthony C.), -2002. (1999). The physics of stars(2nd ed.). Chichester: John Wiley. ISBN 0471987972. OCLC 40948449.
Astronomi ile ilgili bu madde seviyesindedir. Madde içeriğini genişleterek Vikipedi'ye katkı sağlayabilirsiniz. |
Kimya ile ilgili bu madde seviyesindedir. Madde içeriğini genişleterek Vikipedi'ye katkı sağlayabilirsiniz. |
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
proton proton pp zincir reaksiyonu yildizlarin hidrojeni helyuma donusturdugu bilinen iki nukleer fuzyon reaksiyonu setinden biridir Gunes kutlesine esit veya daha az kutleli yildizlarda egemendir Bilinen diger reaksiyon CNO dongusudur CNO daha cok gunes kutlesinin yaklasik 1 3 katindan daha buyuk kutlelere sahip yildizlarda hakim olabilen reaksiyonlardir proton proton zincirleme tepkimesi Gunes in boyutunda ve daha kucuk yildizlarda yaygin olarak gerceklesmektedir Genel olarak proton proton fuzyonu ancak protonlarin kinetik enerjisi yani sicakligi karsilikli elektrostatik veya Coulomb kuvvetlerini asacak kadar yuksek oldugunda gerceklesebilir Gunes te doteryum ureten olaylar nadirdir Diprotonlar He 2 yani 2 protonlu ve notronuz molekul yildizdaki proton proton reaksiyonlarinin en yaygin sonucudur ve diprotonlar cogunlukla iki protona bozunurlar Hidrojenin helyuma donusumu yavas oldugu icin Gunes in cekirdegindeki hidrojenin tamamen donusumu on milyar yildan fazla surer Genellikle proton proton zincir reaksiyonu olarak adlandirilmasina ragmen normalde bu bir zincir reaksiyonu degildir en azindan Kol I degildir Sube II ve III deki helyumda urundur ve ayni zamanda katalizor gorevi gorur Reaksiyon devam etmesi icin reaksiyonu indukleyen fisyon sirasinda gonderilen notronlar gibi partikuller uretmez Aslinda hiz kendi kendini sinirlar cunku uretilen isi yogunlugu azaltma egilimindedir Bununla birlikte bu bir zincir bozunma zinciri gibi ve bir reaksiyondur veya daha kesin olarak bir araya gelen ve doteryum veren iki protonla baslayan dalli bir reaksiyonlar zinciridir Teorinin TarihiProton proton reaksiyonlarinin teorisi 1920 lerde Arthur Eddington tarafindan savunulan Gunes ve diger yildizlarin yanmasinin temel ilkesidir O zamanlar Gunes in sicakliginin Coulomb bariyerini asmak icin cok dusuk oldugu dusunulmustu Kuantum mekaniginin gelismesinden sonra protonlarin dalga fonksiyonlarinin itici bariyer yoluyla tunellenmesinin klasik ongormeden daha dusuk bir sicaklikta fuzyona olanak sagladigi kesfedilmistir Oyle olsa bile proton proton fuzyonunun nasil devam edecegi acik degildi cunku en belirgin urun helyum 2 diproton kararsizdir ve neredeyse aninda iki protona ayrisir 1939 da Hans Bethe protonlardan birinin fuzyonun kisa bir sure boyunca zayif etkilesimi ile bir notron icerisine beta emisyonu ile bozunmasi onerdi Boylelikle doteryumu zincirde hayati bir urun haline getirdi Bu fikir Bethe nin 1967 de Nobel Fizik Odulu nu kazandigi yildiz nukleosentezindeki calismalarin bir parcasiydi Proton Proton Zincir ReaksiyonuTum dallardaki branch ilk adim iki protonunun doteryuma donusmesi olayidir Protonlardan biri beta bozunmasi ile bir notrona donusur ve ortaya bir pozitron ve bir elektron notrino yayilir p p 12H e ne displaystyle p p rightarrow 1 2 mathbb H e nu e Pozitron muhtemelen ortamdaki iki gama isinindan gelen bir elektronla yok olacaktir Bu yok olma dahil tum reaksiyon 1 442 MeV lik bir Q Degerine serbest enerji sahiptir Bu reaksiyon zayif nukleer kuvvet tarafindan baslatilmasindan dolayi oldukca yavastir Gunes in cekirdegindeki ortalama proton baska bir protonla basarili bir sekilde birlesmeden once 9 milyar yil beklemistir Bu uzun zaman olcekleri nedeniyle bu reaksiyonun kesitini deneysel olarak olcmek mumkun degildir Boylece ilk asamada uretilen doteryum helyumun isik izotopunu uretmek icin baska bir proton ile kaynasabilir He 3 Ayrica bakinizUc alfa sureci NCO dongusuKaynakca 20 Haziran 2016 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 20 Haziran 2016 Salaris Maurizio Cassisi Santi 2005 Evolution of Stars and Stellar Populations John Wiley and Sons pp 119 121 ISBN 0 470 09220 3 Ishfaq Ahmad The Nucleus 1 42 59 1971 The Proton type nuclear fission reaction Kenneth S Krane Introductory Nuclear Physics Wiley 1987 p 537 Hans A Bethe Physical Review 55 103 434 1939 cited in Donald D Clayton Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis The University of Chicago Press 1983 p 366 Iliadis Christian 2007 Nuclear physics of stars Weinheim Wiley VCH ISBN 9783527406029 OCLC 85897502 Phillips A C Anthony C 2002 1999 The physics of stars 2nd ed Chichester John Wiley ISBN 0471987972 OCLC 40948449 Astronomi ile ilgili bu madde taslak seviyesindedir Madde icerigini genisleterek Vikipedi ye katki saglayabilirsiniz Kimya ile ilgili bu madde taslak seviyesindedir Madde icerigini genisleterek Vikipedi ye katki saglayabilirsiniz