A cadeia próton-próton , também conhecida como " cadeia PP ", é uma das duas cadeias de reações de fusão nuclear pelas quais as estrelas produzem energia, sendo a outra reação o ciclo carbono-nitrogênio, oxigênio . É predominante em estrelas de massa relativamente baixa, como a do Sol ou menos.
As primeiras reações da cadeia próton-próton são a fusão do hidrogênio 1 H em hélio 3 He. Novas reações modeladas em três ramos, então fundem novos núcleos enquanto os criam, e outros os dividem . Todos esses ramos levam à criação de hélio 4 He.
A teoria de que a fusão de quatro prótons em um núcleo de hélio é o princípio básico da produção de energia nas estrelas foi desenvolvida por Jean Perrin na década de 1920 . Naquela época e antes do desenvolvimento da mecânica quântica , a temperatura do Sol era considerada muito baixa para superar a barreira de Coulomb implícita nesta teoria. Nós Então descobrimos que o efeito de túnel permitia que os prótons o cruzassem a uma temperatura mais baixa do que a prevista pela mecânica clássica .
A primeira etapa é a fusão de dois prótons 1 H (primeiro isótopo dos núcleos de hidrogênio) em 2 H deutério , com a emissão de um pósitron e um neutrino , sendo um dos prótons transformado em nêutron ( decaimento β + ).
A superação da repulsão eletrostática ( barreira de Coulomb ) entre os dois núcleos de hidrogênio exige que os núcleos iniciais tenham uma grande quantidade de energia , razão pela qual a reação precisa de altas temperaturas para poder ocorrer e, além disso, é necessário. Que haja uma interação fraca durante o instante do contato entre os dois prótons, transformando um deles em nêutron, caso contrário eles se separam. Isso explica a lentidão do primeiro estágio, que está relacionada à intensidade muito baixa da interação fraca, e explica porque o sol não consome todo o seu combustível rapidamente. O pósitron aniquila imediatamente com um dos elétrons de um átomo de hidrogênio e sua massa-energia é evacuada na forma de dois fótons gama .
1 H + 1 H → 2 H + e + + ν e + 0,42 MeV (interação pp) e + + e - → 2 γ + 1,022 MeV 1 H + 1 H + e - → 2 H + ν e + 1,442 MeV (interação pep)Depois disso, o deutério produzido na primeira etapa pode se fundir com um novo núcleo de hidrogênio para produzir um isótopo de hélio 3 He:
2 H + 1 H → 3 He + γ + 5,493 MeVEm geral, a fusão próton-próton só pode ocorrer se a temperatura (energia) dos prótons exceder alguns milhões de Kelvin para ser capaz de superar sua repulsão mútua de Coulomb. Esta é a diferença com as anãs marrons, que só podem fundir o deutério, porque a seção transversal da reação DD é maior do que a da reação pp.
Finalmente, depois de milhões de anos onde o hélio 3 He existe apenas como resultado de uma reação, ele chega a uma quantidade suficiente Para iniciar sua própria reação de fusão. As novas reações envolvem então esses núcleos, bem como as dos novos elementos que deles próprios resultam. Eles continuam de acordo com três ramos de reações modeladas chamadas PP1 , PP2 e PP3 . O primeiro é necessário para os outros dois para sua produção de hélio 4 He .
Cada uma dessas subcadeias é predominante para uma faixa de temperatura específica (a própria temperatura mantida e limitada pelo poder das reações ) do núcleo da estrela. Por exemplo, a barreira de Coulomb do núcleo de lítio 7 Li em direção a um próton 1 H (sua fusão é parte do ramo PP2) pode ser cruzada de quatorze milhões de Kelvin , que corresponde a:
A barreira Coulomb de cada um dos núcleos envolvidos na substring deve ser levada em consideração . Por exemplo, para a mesma cadeia PP2 , a de um núcleo de hélio 3 He para outro núcleo de hélio 4 He duplamente carregado.
A energia gerada por toda a cadeia de PP depende da predominância e influência de cada reação com as outras (algumas alimentam outras reações, com seus respectivos ramos). A nucleossíntese segue uma distribuição semelhante .
| Plugado | Reações | γ | ν e | e + | Energia ( MeV ) | Nucleossíntese |
|---|---|---|---|---|---|---|
| PP1 | 1 H + 1 H → 2 H + e + + ν e | 1 | 1 | 0,42 | 2 horas | |
| PP1 | e + + e - → 2 γ | 2 | 1.022 | tão | ||
| PP1 | 2 H + 1 H → 3 He + γ | 1 | 5,493 | 3 ele | ||
| PP1 | 3 He + 3 He → 4 He + 1 H + 1 H | 12.859 | 4 ele | |||
| PP2 | 3 He + 4 He → 7 Be + γ | 1 | 1,59 | 7 Be | ||
| PP2 | 7 Be + e - → 7 Li + ν e | 1 | 0,862 | 7 Li | ||
| PP2 | 7 Li + 1 H → 4 He + 4 He | 17,35 | 4 ele | |||
| PP3 | 3 He + 4 He → 7 Be + γ | 1 | 1,59 | 7 Be | ||
| PP3 | 7 Be + 1 H → 8 B + γ | 1 | 8 B | |||
| PP3 | 8 B → 8 Be + e + + ν e | 1 | 1 | 8 Be | ||
| PP3 | 8 Be → 4 He + 4 He | Total: 18,21 | 4 ele |
O ramo PP1 é dominante em temperaturas de 10-14 milhões de Kelvin. A reação PP1 total , isto é, incluindo a fusão de hidrogênio, compreende:
Em seguida, produz todos os quatro prótons e dois elétrons inicial, uma quantidade líquida de energia de 26,73 MeV = 2 × 1,442 MeV + 2 × 5,493 MeV + 12,859 MeV , dos quais 2,2%, ou seja , 0,59 MeV , é a energia média dos neutrinos.
PP2A cadeia PP2 é dominante em temperaturas da ordem de 14-23 milhões Kelvin, ela modela três reações de fusão:
A cadeia PP3 é dominante se a temperatura ultrapassar 23 milhões de Kelvin, ela modela quatro reações:
A lentidão relativa (Em comparação com a quantidade disponível de seu combustível ) da primeira reação de fusão de prótons é devido à seção transversal muito pequena (probabilidade de ocorrência da interação fraca ). Como resultado, o hidrogênio permaneceu como o elemento principal do Universo ; se tivesse sido muito mais rápido, quase todo o hidrogênio teria sido consumido e transformado (pelo menos em hélio e elementos mais pesados) durante a nucleossíntese primordial .
Dependendo da temperatura da estrela onde a reação ocorre, a prevalência de uma ou outra das sub-reações (o mesmo mecanismo de prevalência em função da temperatura também se aplica à escala de reações de fusões entre elas) levará à produção de elementos de diferentes naturezas e raridades. Estrelas de menos massa, com temperaturas centrais mais baixas, não produzem a energia necessária para superar a barreira de potencial Coulomb do ciclo CNO (carbono-nitrogênio-oxigênio).
Por exemplo, para uma estrela cuja temperatura central não exceda dez milhões de Kelvin, a substring PP1 não será muito ativa e a estrela, portanto, produzirá pouco hélio 4 He. Pelo mesmo motivo, a energia produzida por esta reação terá características de espectro variadas dependendo da temperatura. A análise e comparação desses espectros eletromagnéticos permite uma classificação de estrelas .
A cadeia próton-próton que ocorre no Sol tem, sob suas condições específicas (densidade; temperatura; quantidade inicial de prótons 1 H), uma vida útil inicial de sete bilhões de anos .
A substring PP3 não é a fonte primária de energia no Sol, já que sua temperatura central se aproxima de quinze milhões de Kelvin e a substring PP3 é dominante se a temperatura exceder vinte e três milhões de Kelvin. No entanto, é muito importante para o problema do neutrino solar porque gera os neutrinos mais energéticos (a seção transversal aumenta com a energia dos neutrinos).
O número de neutrinos detectados do Sol está significativamente abaixo do que os cálculos teóricos prevêem para a cadeia próton-próton, é o problema dos neutrinos solares: as leituras heliossismológicas , e em particular as observações das ondas de pressão no Sol, indicaram que as pressões e temperaturas no Sol estão muito próximas das esperadas pela teoria, dando crédito à boa modelagem da cadeia próton-próton.
Isso levou Ziro Maki , Masami Nakagawa e Shoichi Sakata , inspirados na obra de Bruno Pontecorvo , a acreditar que o problema dos neutrinos solares decorre de um comportamento inesperado dos próprios neutrinos após sua produção; esta hipótese foi posteriormente confirmada pela descoberta do fenômeno das oscilações de neutrinos no detector Super-Kamiokande no Japão (que se destinava em particular a observar a decadência do próton), demonstrando de fato que os três sabores de neutrinos têm massas diferentes, e, portanto, pelo menos dois dos três têm massa diferente de zero.