Inačica od 25. ožujka 2011. u 09:15 uredi Mmarre (razgovor \| doprinosi) Automatski ophođeni suradnici 14.949 edits Niz proton – proton		Inačica od 9. travnja 2011. u 08:00 uredi ukloni ovu izmjenu Mmarre (razgovor \| doprinosi) Automatski ophođeni suradnici 14.949 edits mNema sažetka uređivanja Novija izmjena →
Redak 4: p-p niz se može pojaviti samo ako je temperatura (kinetička energija) protona dovoljno velika da prevlada [[Coulombova barijera\|Coulombovu barijeru]], da svlada elektrostatičke sile između istih naboja protona.<ref>Ishfaq Ahmad, ''The Nucleus'', '''1''':42,59, (1971), The Proton type-nuclear fission reaction</ref> Prvi koji je zagovarao tu teoriju je bio Arthur Stanley Eddington 1920-tih godina. U to vrijeme se vjerovalo da je temperatura Sunca preniska da svlada Coulombovu barijeru. Nakon razvoja [[kvantna mehanika\|kvantne mehanike]], došlo je do otkrića '''tunel efekta''', a to je pojava kada [[elementarna čestica]] može svladati moguću barijeru, čak i kada je njena [[energija]] niža od energije barijere. Prema klasičnoj fizici to je nemoguće, ali prema zakonima kvantne mehanike, moguće je. Čak i tada, bilo je nejasno kako nuklearna fuzija po nizu proton – proton se odvija, budući da najvjerovatniji proizvod, helij-2, je nestabilan i gotovo istovremeno se vraća u par protona. 1939. ~~godine~~, [[Hans Albrecht Bethe]] je predložio da jedan od protona može doživjeti beta-raspad u [[neutron]], preko [[slaba nuklearna sila\|slabe nuklearne sile]], za vrijeme kratkog trenutka fuzije, stvarajući [[deuterij]] u početku niza.<ref>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.</ref> Ideja je bila dio kako se odvija nukleosinteza zvijezda i za to je Bethe dobio [[Nobelova nagrada za fiziku\|Nobelovu nagradu za fiziku]]. Na Suncu, samo dobivanje deuterija je toliko sporo da je za to potrebno oko 10 milijardi godine. Kako je Sunce staro oko 5 milijardi godina, znači da smo tek na pola puta da se potroši sav vodik sa Sunca. <ref>Kenneth S. Krane, ''Introductory Nuclear Physics'' , Wiley , 1987, p. 537.</ref> Redak 11: Prvi korak uključuje nuklearnu fuziju dvije jezgre vodika H-1 (proton) u H-2 (deuterij), čime se oslobađa pozitron i neutrino, te se jedan proton mijenja u neutron: <sub>1</sub><sup>1</sup>H + <sub>1</sub><sup>1</sup>H -> <sub>1</sub><sup>2</sup>D + e<sup>-</sup> + v<sub>e</sub> + 0.,42MeV Ovaj prvi korak se odvija izuzetno sporo, i zato što protoni trebaju da prođu tunel efekt da bi svladali Coulombovu barijeru i zato što ovisi o slaboj nuklearnoj sili. [[Pozitron]] se trenutno poništava sa elektronom (čestica – antičestica) i višak mase nose u obliku energije dva fotona gama-čestica: [[Datoteka:Proton-Proton II chain reaction.svg\|mini\|desno\|250px\|p-p II niz]] e<sup>-</sup> + e<sup>+</sup> -> 2y + 1.,02 MeV Nakon toga, deuterij koji se dobio u prvom koraku, spaja se sa drugim protonom (jezgra vodika) da bi se dobio lagani izotop helija-3: <sub>1</sub><sup>2</sup>D + <sub>1</sub><sup>1</sup>H -> <sub>2</sub><sup>3</sup>He + y + 5.,49 MeV Nakon toga moguća su tri puta da bi se dobio helij-4. Kod prvog puta ili p-p I niza, helij-4 dolazi preko spajanja dvije jezgre helija-3, kod drugog i trećeg puta ili p-p II niza i p-p III niza, spaja se jezgra helija-3 sa već stvorenom jezgrom helija-4 da se dobije [[berilij]]. Na Suncu, p-p I niz se odvija 86 %, p-p II niz se odvija 14 %, te p-p III niz se odvija 0.,11 %, postoji i četrti put, koji je izuzetno rijedak - p-p IV niz.. ===p-p I niz=== cijeli p-p I niz daje čisto 26.,7 MeV energije. p-p I niz prevladava kod temperature od 10 000 000 – 14 000 000 K. Ispod 10 000 000 K, p-p niz stvara izuzetno malo energije. <sub>2</sub><sup>3</sup>He + <sub>2</sub><sup>3</sup>He -> <sub>2</sub><sup>4</sup>He + <sub>1</sub><sup>1</sup>H + 12.,86 MeV cijeli p-p I niz daje čisto 26.,7 MeV energije. p-p I niz prevladava kod temperature od 10 000 000 – 14 000 000 K. Ispod 10 000 000 K, p-p niz stvara izuzetno malo energije. ===p-p II niz=== Redak 34: <sub>2</sub><sup>3</sup>He + <sub>2</sub><sup>4</sup>He -> <sub>4</sub><sup>7</sup>Be + y <sub>4</sub><sup>7</sup>Be + e<sup>-</sup> -> <sub>3</sub><sup>7</sup>Li + v<sub>e</sub> + 0.,861 MeV / 0.,383 MeV <sub>3</sub><sup>7</sup>Li + <sub>1</sub><sup>1</sup>H -> 2 x <sub>2</sub><sup>4</sup>He p-p II niz prevladava kod temperature od 14 000 000 – 23 000 000 K. 90 % neutrina se dobiva u reakciji <sup>7</sup>Be(e<sup>-</sup>, v<sub>e</sub>)<sup>7</sup> Li* i nosi energiju 0.861 MeV, dok preostalih 10 % stvara 0.,383 MeV (ovisi da li je litij-7 u osnovnom ili pobuđenom stanju) [[Datoteka:Proton-Proton III chain reaction.png\|mini\|desno\|250px\|p-p III niz]] ===p-p III niz=== Redak 50: <sub>4</sub><sup>8</sup>Be -> 2 x <sub>2</sub><sup>4</sup>He p-p III niz prevladava kod temperature iznad 23 000 000 K. Iako ovaj put nije znatno zastupljen (samo 0.,11 %), ali stvara visokoenergetske neutrino, do 14.,06 MeV. ===p-p IV niz=== Ovaj put je teoretski predviđen, ali nikad nije snimljen zbog svoje rijetkosti (oko 0.,3 dijela na milion). U toj reakciji, helij-3 reagira direktno sa protonom, da bi se dobilo helij-4, i dobije neutrino sa još većom energijom, do 18.,8 MeV. <sub>2</sub><sup>3</sup>He + <sub>1</sub><sup>1</sup>H -> <sub>2</sub><sup>4</sup>He + e<sup>+</sup> + v<sub>e</sub> + 18.,8 MeV ==Oslobođena energija== Ako usporedimo masu dobivenog helija-4 sa masama 4 ulazna protona, dobije se da je 0.,7 % početne mase izgubljeno. Ta se masa pretvara u energiju, u obliku gama-čestica i neutrina. Ukupna dobivena energija cijelog niza je 26.,73 MeV. Samo energija [[gama-čestica]] će reagirati sa elektronima i grijati će unutrašnjost Sunca. Ta toplina omogućuje da se Sunce ne uruši zbog vlastite težine. Neutrina ne reagiraju značajno sa plazmom i ne pomažu održavati Sunce protiv gravitacijskog urušavanja. Neutrina u p-p I nizu, p-p II nizu i p-p III nizu odnose 2 %, 4 % i 28.,3 % energije dalje od Sunca. <ref>Claus E. Rolfs and William S. Rodney, ''Cauldrons in the Cosmos'', The University of Chicago Press, 1988, p. 354.</ref> ==p-e-p niz== Redak 67: <sub>1</sub><sup>1</sup>H + e<sup>-</sup> + <sub>1</sub><sup>1</sup>H -> <sub>1</sub><sup>2</sup>D + v<sub>e</sub> Na Suncu, odnos učestalosti p-e-p niza i normalnog p-p niza je 1 : 400. Ipak, energija neutrina je dosta različita, dok u prvom koraku p-p niza neutrino ima energiju 0.,42 MeV, u p-e-p nizu ima 1.,44 MeV. == Izvori ==

Niz proton-proton: razlika između inačica