| dbo:abstract
|
- La cadena protó-protó és una de les dues reaccions de fusió que es produeixen en les estrelles per a convertir l'hidrogen en heli, l'altre procés conegut és el cicle CNO. Les cadenes protó-protó són més importants en estrelles de la grandària del Sol o menors. El balanç global del procés és l'equivalent d'unir quatre protons i dos electrons per a formar un nucli d'heli-4 (2 protons + 2 neutrons). Per a vèncer la repulsió electromagnètica entre dos nuclis d'hidrogen es requereixen grans quantitats d'energia. A les temperatures estel·lars d'entre deu i vint milions de kèlvins, el temps mitjà de la reacció és de prop de 109 anys. Temps molt perllongat però més que prou per a sostenir al Sol donada la ingent quantitat d'hidrogen contingut en el nucli del Sol i les enormes quantitats d'energia que, fins i tot aquest baix ritme de reaccions, aporta. Si el temps mitjà de reacció fos bastant més ràpid el Sol hauria esgotat ja el seu hidrogen. Ritmes de reacció massa veloços farien impossible l'estabilitat hidrodinàmica en les estrelles consumint-les en explosions gairebé instantànies després de la seva formació. En general, la fusió protó-protó ocorre solament si la temperatura (i.e. energia cinètica) dels protons és prou alta com perquè puguin vèncer les forces coulombianes de repulsió mútua. La teoria que els protons són el principi bàsic a partir del qual les estrelles generen la seva energia es remunta als anys 20 quan Arthur Eddington realitza els seus primers mesuraments. En aquests anys les temperatures del Sol es consideraven massa baixes perquè les partícules penetressin la . Amb el desenvolupament de la mecànica quàntica es va descobrir l'efecte túnel i les implicacions que aquest tenia a l'hora de facilitar la fusió a temperatures teòricament impossibles. (ca)
- Proton-protonový cyklus (proton-protonová reakce, p-p cyklus, p-p reakce, pp reakce, p-p řetězec apod.) je cyklus jadernýchreakcí, 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. Schéma jedné z možností průběhu proton-protonového cyklu začíná srážkou dvou protonů (H), přičemž jeden z nich se mění na neutron a vzniká deuterium (D), elektronové neutrino (νe) a pozitron (e+). Při srážce deuteria s dalším protonem vzniká izotop hélia 3He a foton záření gama. Srážkou dvou těchto izotopů vzniká výsledný produkt, 4He, přičemž se uvolňují dva protony, které můžou vstoupit do další reakce. (cs)
- تفاعل بروتون-بروتون المتسلسل هو أحد أهم التفاعلات الجارية في مركز الشمس يتحول بها الهيدروجين إلى الهيليوم وهو يجري أيضا في النجوم وتستمد منه الشمس والنجوم طاقتها. وسلسلة التفاعل الآخرى التي تجري في الشمس والنجوم وتستمد منها طاقتها هي دورة بيته-فايتزيكر. ويغلب تفاعل البروتون-بروتون في الشمس وفي النجوم التي تبلغ كتلتها كتلة الشمس أو أصغر منها. يتميز هذا التفاعل بانطلاق طاقة كبيرة تنشأ عن اندماج نووي للهيدروجين وينتج الهيليوم. وفي ذلك التفاعل تكون كتلة الهيليوم الناتج أقل من كتلة الهيدروجين الداخل في التفاعل بنسبة 1 % (يسمى هذا النقص نقص الكتلة). هذا النقص في الكتلة يتحول إلى طاقة طبقا لمعادلة أينشتاين عن تكافؤ الكتلة والطاقة، وهي : E = mc² حيث : m الكتلةc سرعة الضوء في الفراغ. ويبدأ تفاعل البروتون-بروتون عند أقل درجة حرارة لازمة لحدوث الاندماج النووي. وهو تفاعل من الممكن أن يبدأ عند 3 ملايين درجة كلفن. وتكون جميع الذرات المشتركة في التفاعل متأينة، أي تكون إلكتروناتها قد انفصلت عنها بسبب الحرارة العالية (وتسمى تلك الحالة للمادة بلازما). وبسبب توافر الحرارة العالية في مركز الشمس وفي النجوم تكون حالة المادة فيها في حالة البلازما. ويتناسب معدل إنتاج الطاقة عن طريق تفاعل بروتون-بروتون مع القوة (الأس) 6 لدرجة الحرارة. أي أنه عنما تزيد درجة الحرارة بنسبة 5 % يزيد معدل التفاعل بنسبة 34% وبالتالي تزيد الطاقة بتلك النسبة. بالنسبة إلى التفاعل الجاري في الشمس فهو يجري عند درجة حرارة تصل إلى 12 مليون كلفن وتحت ضغط عالي جداً في مركز الشمس. (ar)
- Η αλυσιδωτή αντίδραση πρωτονίου - πρωτονίου, που συνήθως αναφέρεται επίσης ως αλυσίδα pp, είναι μία από τις δύο γνωστές ακολουθίες αντιδράσεων πυρηνικής σύντηξης με τις οποίες τα αστέρια μετατρέπουν το υδρογόνο σε ήλιο . Κυριαρχεί στα αστέρια με μάζες μικρότερες ή ίσες με εκείνες του Ήλιου, ενώ ο κύκλος CNO, η άλλη γνωστή αντίδραση, προτείνεται από θεωρητικά μοντέλα να κυριαρχεί σε αστέρια με μάζες μεγαλύτερες από περίπου 1,3 φορές της μάζας του Ήλιου. Σύμφωνα με την κλασική φυσική, η σύντηξη πρωτονίου-πρωτονίου θα μπορούσε να συμβεί μόνο εάν η κινητική ενέργεια (δηλ. η θερμοκρασία ) των πρωτονίων είναι αρκετά υψηλή ώστε να ξεπεράσει την αμοιβαία ηλεκτροστατική απώθηση τους. Στον Ήλιο, η παραγωγή δευτερίου είναι σπάνια. Τα λεγόμενα διπρωτόνια (ήλιο-2) είναι το πολύ πιο κοινό αποτέλεσμα των αντιδράσεων πρωτονίου-πρωτονίου εντός του αστεριού αλλά τα διπροτόνια αποσυντίθενται σχεδόν αμέσως σε δύο πρωτόνια. Δεδομένου ότι η μετατροπή του υδρογόνου σε ήλιο είναι αργή, μια που μέρος της γίνεται μέσω της ασθενούς πυρηνικής δύναμης, η πλήρης μετατροπή του υδρογόνου στον πυρήνα του Ήλιου υπολογίζεται ότι διαρκεί περισσότερα από δέκα δισεκατομμύρια χρόνια. Αν και ονομάζεται "αλυσιδωτή αντίδραση πρωτονίου - πρωτονίου", δεν είναι αλυσιδωτή αντίδραση υπό την κανονική έννοια. Στις περισσότερες πυρηνικές αντιδράσεις, μια αλυσιδωτή αντίδραση είναι μια αντίδραση που παράγει ένα προϊόν, όπως νετρόνια που εκλύονται κατά τη διάρκεια της σχάσης, που προκαλεί γρήγορα μια άλλη τέτοια αντίδραση. Η αλυσίδα πρωτονίου-πρωτονίου είναι, όπως μια αλυσίδα αποσύνθεσης, μια σειρά αντιδράσεων. Το προϊόν της μίας αντίδρασης είναι το αρχικό υλικό της επόμενης αντίδρασης. Υπάρχουν δύο τέτοιες αλυσίδες που οδηγούν τη μεταστοιχείωση από το υδρογόνο στο ήλιο στον Ήλιο. Η μία αλυσίδα έχει πέντε αντιδράσεις, η άλλη αλυσίδα έχει έξι. (el)
- Die Proton-Proton-Reaktion (p-p-Reaktion, Proton-Proton-Kette) ist eine von zwei Fusionsreaktionen des sogenannten Wasserstoffbrennens, durch welche in Sternen Wasserstoff in Helium umgewandelt wird. Bei Sternen mit Massen bis etwa 1,5 Sonnenmassen (M☉) spielt die Proton-Proton-Reaktion eine wichtigere Rolle bei der Energieumwandlung als der CNO-Zyklus. Etwa werden durch sie mehr als 98 % der Leuchtkraft der Sonne erzeugt. Der stark exotherme Charakter der Fusion rührt daher, dass das Endprodukt Helium eine um etwa 0,7 % geringere Masse aufweist als die in die Reaktion eingegangenen Wasserstoffteilchen (Massendefekt). Die Differenz wird dabei aufgrund der Äquivalenz von Masse und Energie als Energie freigesetzt. Die Proton-Proton-Reaktion hat die niedrigsten Temperaturvoraussetzungen aller in Sternen auftretenden Fusionsreaktionen. (In Braunen Zwergen laufen zwar auch unterhalb dieser Grenze Fusionsreaktionen ab, sie zählen aber nicht zu den Sternen.) Sie kann in Sternen mit einer Kerntemperatur von mehr als 3 Millionen Kelvin ablaufen. Bei diesen Temperaturen sind alle beteiligten Atomkerne vollständig ionisiert, d. h. ohne Elektronenhülle. Die Fusionsrate ist bei der Proton-Proton-Reaktion proportional zur 4. Potenz der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5 % eine Steigerung der Energiefreisetzung von 22 %. (de)
- Protoi-protoi katea izarretan hidrogenoa helio bihurtzeko gertatzen den bi fusio erreakzioetako bat da, bestea delarik. Protoi-protoi kateak garrantzitsuagoak dira gure eguzkiaren tamainakoak edo txikiagoak diren izarretan. Prozesuaren balantze globala helio-4ko (2 protoi eta 2 neutroi) nukleo bat eratzeko lau nukleoi eta bi elektroi elkartzearen baliokidea da. Bi hidrogeno nukleoren arteko aldentze elektromagnetikoa garaitzeko energia kopuru handia behar da. Hamar eta hogei milioi kelvineko izar tenperaturetan, erreakzioaren bataz besteko denbora 1000 milioi urtekoa da. Denbora oso luzea, baina nahikoa eguzkia jasateko eguzkiaren nukleoan dagoen hidrogeno kopuru izugarria, eta, erreakzio erritmo baxu horretan ere sortzen duen energia kopuru handia kontutan hartuta. Erreakzioaren bataz besteko denbora askoz azkarragoa izango balitz, eguzkiak jada bere hidrogeno guztia agortua izango zuen. Azkarregiak liratekeen erreakzio erritmoek ezinezko egingo lukete egonkortasun hidrodinamikoa izarretan, ia sortu bezain pronto eztanda batean desageraraziz. Orokorrean, protoi-protoi fusioa soilik protoien tenperatura (energia zinetikoa) elkar aldenketaren coulombdar indarrak gainditzeko bezain altua baldin bada gertatzen da. Protoiak izarrek euren energia sortzeko erabiltzen duten oinarrizko printzipioa izatearen teoria 1920ko hamarkadaren hasierakoa da, Arthur Eddingtonek bere lehen neurketak egin zituenean. Garai hartan Eguzkiaren tenperaturak coulombdar hesia igaro ahal izateko baxuegitzat hartzen ziren. Mekanika kuantikoaren garapenarekin tunel efektua aurkitu zen, eta honek, teorikoki ezinezkoak ziren tenperaturetan fusioa errazteko orduan duen eragina. (eu)
- La cadena protón-protón es una de las dos reacciones de fusión que se producen en las estrellas para convertir el hidrógeno en helio, el otro proceso conocido es el ciclo CNO. Las cadenas protón-protón son más importantes en estrellas del tamaño del Sol o menores. El balance global del proceso es el equivalente de unir cuatro nucleones y dos electrones para formar un núcleo de helio-4 (2 protones + 2 neutrones). Para vencer la repulsión electromagnética entre dos núcleos de hidrógeno se requieren grandes cantidades de energía. A las temperaturas estelares de entre diez y veinte millones de kelvins, el tiempo medio de la reacción es de alrededor de 109 años. Tiempo muy prolongado pero más que suficiente para sostener al Sol dada la ingente cantidad de hidrógeno contenido en el núcleo del Sol y las enormes cantidades de energía que, incluso ese bajo ritmo de reacciones, aporta. Ritmos de reacción demasiado veloces harían imposible la estabilidad hidrodinámica en las estrellas consumiéndolas en explosiones casi instantáneas tras su formación. Por lo general, la fusión protón-protón ocurre solo si la temperatura ( i.e. energía cinética) de los protones es suficientemente alta como para que logren vencer las fuerzas coulombianas de repulsión mutua. La teoría de que los protones son el principio básico a partir del cual las estrellas generan su energía se remonta a los años 20 cuando Arthur Eddington realiza sus primeras mediciones. En esos años las temperaturas del Sol se consideraban demasiado bajas para que las partículas penetraran la barrera coulombiana. Con el desarrollo de la mecánica cuántica se descubrió el efecto túnel y las implicaciones que este tenía a la hora de facilitar la fusión a temperaturas teóricamente imposibles. (es)
- The proton–proton chain, also commonly referred to as the p–p chain, is one of two known sets of nuclear fusion reactions by which stars convert hydrogen to helium. It dominates in stars with masses less than or equal to that of the Sun, whereas the CNO cycle, the other known reaction, is suggested by theoretical models to dominate in stars with masses greater than about 1.3 times that of the Sun. In general, proton–proton fusion can occur only if the kinetic energy (i.e. temperature) of the protons is high enough to overcome their mutual electrostatic repulsion. In the Sun, deuteron-producing events are rare. Diprotons are the much more common result of proton–proton reactions within the star, and diprotons almost immediately decay back into two protons. Since the conversion of hydrogen to helium is slow, the complete conversion of the hydrogen initially in the core of the Sun is calculated to take more than ten billion years. Although sometimes called the "proton–proton chain reaction", it is not a chain reaction in the normal sense. In most nuclear reactions, a chain reaction designates a reaction that produces a product, such as neutrons given off during fission, that quickly induces another such reaction. The proton–proton chain is, like a decay chain, a series of reactions. The product of one reaction is the starting material of the next reaction. There are two main chains leading from hydrogen to helium in the Sun. One chain has five reactions, the other chain has six. (en)
- Reaksi rantai proton-proton atau reaksi rantai pp adalah salah satu dari dua reaksi fusi yang mengubah hidrogen menjadi helium di dalam inti bintang, reaksi lainnya adalah siklus CNO. Reaksi rantai proton-proton terutama terjadi di dalam bintang-bintang seukuran Matahari atau lebih kecil. Umumnya fusi proton-proton hanya dapat terjadi pada temperatur yang sangat tinggi untuk membuat proton-proton memiliki cukup energi kinetik dalam mengatasi tolakan Coulomb. Temperatur yang tinggi ini adalah sebab reaksi seperti ini disebut sebagai reaksi termonuklir. Teori bahwa reaksi proton-proton adalah dasar bagi Matahari dan bintang-bintang lain bersinar diajukan oleh Arthur Eddington pada 1920-an, tetapi masalah timbul karena temperatur Matahari didapati masih terlalu kecil untuk mengatasi penghalang gaya Coulomb. Setelah berkembangnya mekanika kuantum, ditemukan bahwa efek terowongan dalam fungsi gelombang proton-proton tersebut memungkinkan reaksi fusi terjadi pada temperatur yang lebih rendah. Setiap rangkaian reaksi pp memakan waktu rata-rata 109 tahun pada kondisi suhu inti Matahari. Karena lambatnya reaksi ini maka Matahari masih bersinar; jika lebih cepat, Matahari sudah sejak lama menghabiskan hidrogennya. Reaksi proton-proton merupakan reaksi berantai yang melibatkan tumbukan enam proton dengan hasil akhir satu inti helium, dua proton, dua positron, dua neutrino, dan energi. Dinamai reaksi proton-proton karena reaksi pertama dalam rangkaian reaksi rantai tersebut melibatkan dua proton. (in)
- La chaîne proton-proton, aussi connue sous le nom de « chaîne PP », est l'une des deux chaînes de réactions de fusion nucléaire par lesquelles les étoiles produisent de l'énergie, l'autre réaction étant le cycle carbone-azote-oxygène. Elle est prédominante dans les étoiles de masse relativement faible, comme celle du Soleil ou moindre. Les premières réactions de la chaîne proton-proton sont la fusion de l'hydrogène 1H en hélium 3He. De nouvelles réactions, modélisées en trois branches, fusionnent alors de nouveaux noyaux tandis que d'autres les fissionnent. Ces branches aboutissent toutes à la création d'hélium 4He. (fr)
- La catena protone-protone è un processo chimico nucleare che trasforma i nuclei di idrogeno (protoni) in nuclei di elio. Il processo fu ipotizzato nel 1939 dal fisico e astronomo tedesco Hans Albrecht Bethe. Il ciclo protone-protone rappresenta la sorgente di energia principale per la maggior parte delle stelle dell'universo, compreso il Sole nel quale questa catena è il processo predominante. Un altro processo che porta alla formazione di elio partendo da idrogeno è il ciclo CNO. (it)
- 양성자-양성자 연쇄 반응(proton–proton chain reaction)은 항성이 수소를 헬륨으로 바꾸는 두 가지의 핵융합 반응 가운데 하나이다. 다른 하나는 CNO 순환이다. 양성자-양성자 연쇄 반응은 태양 혹은 그 이하 크기의 항성에서 더욱 중요하다. 두 수소 원자핵 사이의 전자기 척력을 극복하려면 많은 에너지가 필요하며, 항성에서 이 과정이 완전히 끝나려면 대개 1010(100억)년 정도가 걸린다. 반응이 느리기 때문에, 태양은 여전히 타오르고 있다. 만약 빨랐다면, 태양은 오래전에 수소를 소진했을 것이다. 일반적으로 양성자-양성자 핵융합은 양성자의 온도(즉 평균 운동 에너지)가 충분히 높아서 쿨롱 힘을 극복 가능할 때에만 발생할 수 있다. 양성자-양성자 연쇄 반응이 태양을 비롯한 다른 항성의 기본 원리라는 사실을 1920년대 아서 에딩턴이 처음으로 제안하였다. 당시 태양의 온도는 쿨롱 장벽을 넘기에는 너무 낮다고 여겨졌다. 양자역학의 발전과 함께, 양성자가 양자 터널링을 통해서 고전물리학에서 계산하였던 온도보다도 낮은 온도에서 핵융합을 할 수 있음을 발견하였다. (ko)
- 陽子-陽子連鎖反応（ようしようしれんさはんのう、proton-proton chain reaction）とは恒星の内部で水素をヘリウムに変換する核融合反応の一種である。日本語ではppチェイン、pp連鎖反応などと呼ばれることが多い。CNOサイクルと並んで、恒星内で起こる水素の核融合反応の主要な過程であり、太陽と同程度かそれより質量の小さい恒星でのエネルギー生成の大半を担っている。この反応では水素原子核の合計質量の0.7%が質量とエネルギーの等価性によって熱量に転換される。そのため、「熱核融合反応」と呼ばれる。 一般に、2つの水素原子（陽子）の間に働くクーロン力に打ち勝って核融合反応が起こるためには大きなエネルギー（すなわち高い温度）と圧力（密度）を必要とする。恒星内部で陽子－陽子連鎖反応が完了するまでの平均的な時間尺度は109年のオーダーである。このように反応の進行がゆっくりとしているため、太陽や小質量星は長い時間にわたって輝くことができる。 陽子－陽子連鎖反応が太陽や他の恒星のエネルギー生成の基本原理であることは1920年代にアーサー・エディントンによって提唱された。当時は、陽子がクーロン障壁を越えるためには太陽の温度は低過ぎると考えられていた。後に量子力学が発展すると、陽子の波動関数がトンネル効果によってクーロン障壁を越えることで、古典力学の予言より低い温度で陽子同士が融合できることが明らかとなった。 (ja)
- De proton-proton-reactieketen is een van de twee belangrijke klassen kernfusiereacties in zwakkere sterren, zoals de zon. Bij de proton-proton-reactieketen worden in verschillende stappen vier waterstofkernen (protonen) omgezet in een helium-4-kern (alfadeeltje). (nl)
- Протон-протонный цикл — совокупность термоядерных реакций, в ходе которых водород превращается в гелий в звёздах, находящихся на главной звёздной последовательности; основная альтернатива CNO-циклу. Протон-протонный цикл доминирует в звёздах с массой порядка массы Солнца или меньше, на него приходится до 98 % выделяемой энергии. Цикл принято делить на три основных цепочки: ppI, ppII, ppIII. Существенный вклад в энерговыделение вносят только первые две. Оставшиеся превращения существенны только при точном подсчёте количества высокоэнергичных нейтрино. (ru)
- Cadeia próton-próton, ciclo próton-próton, cadeia protão-protão ou ciclo protão-protão é uma sequência de reações de fusão nuclear que ocorrem no interior de algumas estrelas em que quatro núcleos de hidrogênio são convertidos em um núcleo de hélio-4. As cadeias próton-próton são mais importantes em estrelas do tamanho do Sol ou menores. Para vencer a repulsão eletromagnética entre dois núcleos de hidrogênio se requerem grandes quantidades de energia. Em temperaturas estelares entre dez e vinte milhões de kelvins, o tempo médio da reação é aproximadamente de 109 anos. Tempo muito prolongado mas mais que suficiente para sustentar ao Sol dada a enorme quantidade de hidrogênio contido no núcleo do Sol e as enormes quantidades de energia que, inclusive neste baixo ritmo de reações, aportam. Ritmos de reação demasiado velozes fariam impossível a estabilidade hidrodinâmica nas estrelas consumindo-as em explosões quase instantâneas após sua formação. No geral, a fusão próton-próton ocorre só se a temperatura (i.e. energia cinética) dos prótons for suficientemente alta para vencer as forças coulombianas de repulsão mútua. A teoria de que os prótons são o princípio básico a partir do qual as estrelas geram sua energia remonta aos anos 1920 quando Arthur Eddington realizou suas primeiras medições. Nesta época as temperaturas do Sol se consideravam demasiado baixas para que as partículas penetrassem a barreira coulombiana. Com o desenvolvimento da mecânica quântica se descobriu o efeito túnel e as implicações que este tinha como facilitador da fusão a temperaturas teoricamente impossíveis. (pt)
- Cykl protonowy (cykl proton-proton, łańcuch pp, cykl Bethego) – cykl reakcji jądrowych, w których z czterech jąder wodoru powstaje stabilne jądro helu. Podczas przemian uwalniana jest energia jądrowa, która jest głównym źródłem energii Słońca i innych gwiazd. Cykl pp zachodzi w jądrach gwiazd o temperaturze od kilku do kilkunastu milionów kelwinów. Został zaproponowany przez Hansa Bethe i . Cykl rozpoczyna fuzja dwóch protonów, która jest możliwa, gdy mają one dostatecznie dużą energię, by pokonać barierę kulombowską. Zbliżenie protonów jest możliwe pomimo tego, że mają mniejszą energię od energii kulombowskiej, dzięki znanemu z mechaniki kwantowej efektowi tunelowemu, prawdopodobieństwo zajścia fuzji zależy od energii kinetycznej protonów i rośnie wraz z nią. Tempo przebiegu tej reakcji w temperaturze Słońca jest rzędu 109 lat. Z powodu powolności tej reakcji Słońce nadal świeci – w przeciwnym wypadku reakcje przebiegałyby na tyle szybko, że wodór zostałby w gwieździe wyczerpany. Do wytworzenia jąder helu z czterech jąder wodoru może dojść w wyniku różnych pośrednich reakcji jądrowych. Stosuje się podział na trzy zazębiające się cykle: ppI, ppII i ppIII. (pl)
- Proton-protonkedjan är en av flera fusionsreaktioner genom vilka stjärnor omvandlar väte till helium, det främsta alternativet är CNO-cykeln. Proton-protonkedjan dominerar i stjärnor av solens storlek eller mindre. För att övervinna den elektrostatiska repulsionen mellan två vätekärnor krävs en stor mängd energi och denna reaktion tar i genomsnitt 109 år för den att slutföras vid temperaturen i solens kärna. På grund av den långsamma reaktionen skiner fortfarande solen; hade den varit snabb skulle solen ha förbrukat sitt väte för länge sedan. Generellt sett kan proton-protonfusion endast ske om temperaturen (den kinetiska energin) hos protonerna är hög nog för att övervinna deras ömsesidiga krafter skapade av Coulombs lag. Teorin att proton-protonreaktioner var grundprincipen bakom solens och andra stjärnors förbränning togs fram av Arthur Eddington på 1920-talet. Vid den tiden ansågs dock temperaturen hos solen vara för låg för att övervinna Coulombbarriären. Utvecklingen av kvantmekaniken öppnade emellertid snart för teorin, då det upptäcktes att tunneleffekten kunde tillåta fusion vid lägre temperaturer än vad som förutspåtts av den klassiska fysiken. (sv)
- 質子﹣質子鏈反應是恆星內部將氫融合成氦的幾種核融合反應中的一種，另一種主要的反應是碳氮氧循環。質子﹣質子鏈反應在太陽或更小的恆星上佔有主導的地位。 克服兩個氫原子核之間的靜電斥力需要很大的能量，並且即使在太陽高溫的核心中，平均也還需要1010年才能完成。由於反應是如此的緩慢，因此太陽迄今仍能閃耀著，如果反應稍為快速些，太陽早就已經耗盡燃料了。 通常，質子﹣質子熔合反應只有在溫度（即動能）高到足以克服它們相互之間的庫侖斥力時才能進行。質子﹣質子反應是太陽和其它恆星燃燒產生能量來源的理論，是在1920年代由亞瑟·史坦利·艾丁頓主張和提出基本原則的。當時，太陽的溫度被認為太低，以至於不足以克服庫侖障壁。直到量子力學發展之後，發現質子可以經由波函數的隧道，穿過排斥障礙而在比傳統預測為低的溫度下進行融合反應。 (zh)
- Прото́н-прото́нний ланцюжок (також протон-протонний цикл або водневий цикл) — низка термоядерних реакцій, у яких водень перетворюється на гелій. Є основним джерелом енергії зір невеликої маси (до 1,2 M☉), що перебувають на головній послідовності. Перші дві реакції відбуваються у повному циклі двічі. Швидкості проміжних реакцій набагато більші швидкості першої реакції, тому проміжні продукти практично не накопичуються. Подальший перебіг реакції поділяється на три основних гілки: ppI, ppII та ppIII. Імовірність реалізації тієї чи іншої гілки залежить від фізичних умов у надрах зорі. За умов, типових для надр Сонця (температура близько 10 млн. K, густина близько 100 г/см3), здебільшого реалізується гілка I. За температури 13—15 млн. K основної ваги набуває гілка II. За температури 15—17 млн. K переважає третя гілка. За температури понад 17 млн. K синтез гелію з водню відбувається переважно шляхом вуглецево-азотного циклу. У всіх випадках виділяється однакова енергія, але частка енергії, що виноситься нейтрино, дещо відрізняється. (uk)
|
| rdfs:comment
|
- La catena protone-protone è un processo chimico nucleare che trasforma i nuclei di idrogeno (protoni) in nuclei di elio. Il processo fu ipotizzato nel 1939 dal fisico e astronomo tedesco Hans Albrecht Bethe. Il ciclo protone-protone rappresenta la sorgente di energia principale per la maggior parte delle stelle dell'universo, compreso il Sole nel quale questa catena è il processo predominante. Un altro processo che porta alla formazione di elio partendo da idrogeno è il ciclo CNO. (it)
- 양성자-양성자 연쇄 반응(proton–proton chain reaction)은 항성이 수소를 헬륨으로 바꾸는 두 가지의 핵융합 반응 가운데 하나이다. 다른 하나는 CNO 순환이다. 양성자-양성자 연쇄 반응은 태양 혹은 그 이하 크기의 항성에서 더욱 중요하다. 두 수소 원자핵 사이의 전자기 척력을 극복하려면 많은 에너지가 필요하며, 항성에서 이 과정이 완전히 끝나려면 대개 1010(100억)년 정도가 걸린다. 반응이 느리기 때문에, 태양은 여전히 타오르고 있다. 만약 빨랐다면, 태양은 오래전에 수소를 소진했을 것이다. 일반적으로 양성자-양성자 핵융합은 양성자의 온도(즉 평균 운동 에너지)가 충분히 높아서 쿨롱 힘을 극복 가능할 때에만 발생할 수 있다. 양성자-양성자 연쇄 반응이 태양을 비롯한 다른 항성의 기본 원리라는 사실을 1920년대 아서 에딩턴이 처음으로 제안하였다. 당시 태양의 온도는 쿨롱 장벽을 넘기에는 너무 낮다고 여겨졌다. 양자역학의 발전과 함께, 양성자가 양자 터널링을 통해서 고전물리학에서 계산하였던 온도보다도 낮은 온도에서 핵융합을 할 수 있음을 발견하였다. (ko)
- De proton-proton-reactieketen is een van de twee belangrijke klassen kernfusiereacties in zwakkere sterren, zoals de zon. Bij de proton-proton-reactieketen worden in verschillende stappen vier waterstofkernen (protonen) omgezet in een helium-4-kern (alfadeeltje). (nl)
- Протон-протонный цикл — совокупность термоядерных реакций, в ходе которых водород превращается в гелий в звёздах, находящихся на главной звёздной последовательности; основная альтернатива CNO-циклу. Протон-протонный цикл доминирует в звёздах с массой порядка массы Солнца или меньше, на него приходится до 98 % выделяемой энергии. Цикл принято делить на три основных цепочки: ppI, ppII, ppIII. Существенный вклад в энерговыделение вносят только первые две. Оставшиеся превращения существенны только при точном подсчёте количества высокоэнергичных нейтрино. (ru)
- 質子﹣質子鏈反應是恆星內部將氫融合成氦的幾種核融合反應中的一種，另一種主要的反應是碳氮氧循環。質子﹣質子鏈反應在太陽或更小的恆星上佔有主導的地位。 克服兩個氫原子核之間的靜電斥力需要很大的能量，並且即使在太陽高溫的核心中，平均也還需要1010年才能完成。由於反應是如此的緩慢，因此太陽迄今仍能閃耀著，如果反應稍為快速些，太陽早就已經耗盡燃料了。 通常，質子﹣質子熔合反應只有在溫度（即動能）高到足以克服它們相互之間的庫侖斥力時才能進行。質子﹣質子反應是太陽和其它恆星燃燒產生能量來源的理論，是在1920年代由亞瑟·史坦利·艾丁頓主張和提出基本原則的。當時，太陽的溫度被認為太低，以至於不足以克服庫侖障壁。直到量子力學發展之後，發現質子可以經由波函數的隧道，穿過排斥障礙而在比傳統預測為低的溫度下進行融合反應。 (zh)
- تفاعل بروتون-بروتون المتسلسل هو أحد أهم التفاعلات الجارية في مركز الشمس يتحول بها الهيدروجين إلى الهيليوم وهو يجري أيضا في النجوم وتستمد منه الشمس والنجوم طاقتها. وسلسلة التفاعل الآخرى التي تجري في الشمس والنجوم وتستمد منها طاقتها هي دورة بيته-فايتزيكر. ويغلب تفاعل البروتون-بروتون في الشمس وفي النجوم التي تبلغ كتلتها كتلة الشمس أو أصغر منها. E = mc² حيث : m الكتلةc سرعة الضوء في الفراغ. (ar)
- La cadena protó-protó és una de les dues reaccions de fusió que es produeixen en les estrelles per a convertir l'hidrogen en heli, l'altre procés conegut és el cicle CNO. Les cadenes protó-protó són més importants en estrelles de la grandària del Sol o menors. El balanç global del procés és l'equivalent d'unir quatre protons i dos electrons per a formar un nucli d'heli-4 (2 protons + 2 neutrons). (ca)
- Proton-protonový cyklus (proton-protonová reakce, p-p cyklus, p-p reakce, pp reakce, p-p řetězec apod.) je cyklus jadernýchreakcí, 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. (cs)
- Η αλυσιδωτή αντίδραση πρωτονίου - πρωτονίου, που συνήθως αναφέρεται επίσης ως αλυσίδα pp, είναι μία από τις δύο γνωστές ακολουθίες αντιδράσεων πυρηνικής σύντηξης με τις οποίες τα αστέρια μετατρέπουν το υδρογόνο σε ήλιο . Κυριαρχεί στα αστέρια με μάζες μικρότερες ή ίσες με εκείνες του Ήλιου, ενώ ο κύκλος CNO, η άλλη γνωστή αντίδραση, προτείνεται από θεωρητικά μοντέλα να κυριαρχεί σε αστέρια με μάζες μεγαλύτερες από περίπου 1,3 φορές της μάζας του Ήλιου. (el)
- Die Proton-Proton-Reaktion (p-p-Reaktion, Proton-Proton-Kette) ist eine von zwei Fusionsreaktionen des sogenannten Wasserstoffbrennens, durch welche in Sternen Wasserstoff in Helium umgewandelt wird. Bei Sternen mit Massen bis etwa 1,5 Sonnenmassen (M☉) spielt die Proton-Proton-Reaktion eine wichtigere Rolle bei der Energieumwandlung als der CNO-Zyklus. Etwa werden durch sie mehr als 98 % der Leuchtkraft der Sonne erzeugt. (de)
- La cadena protón-protón es una de las dos reacciones de fusión que se producen en las estrellas para convertir el hidrógeno en helio, el otro proceso conocido es el ciclo CNO. Las cadenas protón-protón son más importantes en estrellas del tamaño del Sol o menores. El balance global del proceso es el equivalente de unir cuatro nucleones y dos electrones para formar un núcleo de helio-4 (2 protones + 2 neutrones). (es)
- Protoi-protoi katea izarretan hidrogenoa helio bihurtzeko gertatzen den bi fusio erreakzioetako bat da, bestea delarik. Protoi-protoi kateak garrantzitsuagoak dira gure eguzkiaren tamainakoak edo txikiagoak diren izarretan. Prozesuaren balantze globala helio-4ko (2 protoi eta 2 neutroi) nukleo bat eratzeko lau nukleoi eta bi elektroi elkartzearen baliokidea da. (eu)
- The proton–proton chain, also commonly referred to as the p–p chain, is one of two known sets of nuclear fusion reactions by which stars convert hydrogen to helium. It dominates in stars with masses less than or equal to that of the Sun, whereas the CNO cycle, the other known reaction, is suggested by theoretical models to dominate in stars with masses greater than about 1.3 times that of the Sun. In general, proton–proton fusion can occur only if the kinetic energy (i.e. temperature) of the protons is high enough to overcome their mutual electrostatic repulsion. (en)
- Reaksi rantai proton-proton atau reaksi rantai pp adalah salah satu dari dua reaksi fusi yang mengubah hidrogen menjadi helium di dalam inti bintang, reaksi lainnya adalah siklus CNO. Reaksi rantai proton-proton terutama terjadi di dalam bintang-bintang seukuran Matahari atau lebih kecil. Reaksi proton-proton merupakan reaksi berantai yang melibatkan tumbukan enam proton dengan hasil akhir satu inti helium, dua proton, dua positron, dua neutrino, dan energi. Dinamai reaksi proton-proton karena reaksi pertama dalam rangkaian reaksi rantai tersebut melibatkan dua proton. (in)
- La chaîne proton-proton, aussi connue sous le nom de « chaîne PP », est l'une des deux chaînes de réactions de fusion nucléaire par lesquelles les étoiles produisent de l'énergie, l'autre réaction étant le cycle carbone-azote-oxygène. Elle est prédominante dans les étoiles de masse relativement faible, comme celle du Soleil ou moindre. (fr)
- 陽子-陽子連鎖反応（ようしようしれんさはんのう、proton-proton chain reaction）とは恒星の内部で水素をヘリウムに変換する核融合反応の一種である。日本語ではppチェイン、pp連鎖反応などと呼ばれることが多い。CNOサイクルと並んで、恒星内で起こる水素の核融合反応の主要な過程であり、太陽と同程度かそれより質量の小さい恒星でのエネルギー生成の大半を担っている。この反応では水素原子核の合計質量の0.7%が質量とエネルギーの等価性によって熱量に転換される。そのため、「熱核融合反応」と呼ばれる。 一般に、2つの水素原子（陽子）の間に働くクーロン力に打ち勝って核融合反応が起こるためには大きなエネルギー（すなわち高い温度）と圧力（密度）を必要とする。恒星内部で陽子－陽子連鎖反応が完了するまでの平均的な時間尺度は109年のオーダーである。このように反応の進行がゆっくりとしているため、太陽や小質量星は長い時間にわたって輝くことができる。 (ja)
- Cykl protonowy (cykl proton-proton, łańcuch pp, cykl Bethego) – cykl reakcji jądrowych, w których z czterech jąder wodoru powstaje stabilne jądro helu. Podczas przemian uwalniana jest energia jądrowa, która jest głównym źródłem energii Słońca i innych gwiazd. Cykl pp zachodzi w jądrach gwiazd o temperaturze od kilku do kilkunastu milionów kelwinów. Został zaproponowany przez Hansa Bethe i . Do wytworzenia jąder helu z czterech jąder wodoru może dojść w wyniku różnych pośrednich reakcji jądrowych. Stosuje się podział na trzy zazębiające się cykle: ppI, ppII i ppIII. (pl)
- Cadeia próton-próton, ciclo próton-próton, cadeia protão-protão ou ciclo protão-protão é uma sequência de reações de fusão nuclear que ocorrem no interior de algumas estrelas em que quatro núcleos de hidrogênio são convertidos em um núcleo de hélio-4. As cadeias próton-próton são mais importantes em estrelas do tamanho do Sol ou menores. (pt)
- Proton-protonkedjan är en av flera fusionsreaktioner genom vilka stjärnor omvandlar väte till helium, det främsta alternativet är CNO-cykeln. Proton-protonkedjan dominerar i stjärnor av solens storlek eller mindre. För att övervinna den elektrostatiska repulsionen mellan två vätekärnor krävs en stor mängd energi och denna reaktion tar i genomsnitt 109 år för den att slutföras vid temperaturen i solens kärna. På grund av den långsamma reaktionen skiner fortfarande solen; hade den varit snabb skulle solen ha förbrukat sitt väte för länge sedan. (sv)
- Прото́н-прото́нний ланцюжок (також протон-протонний цикл або водневий цикл) — низка термоядерних реакцій, у яких водень перетворюється на гелій. Є основним джерелом енергії зір невеликої маси (до 1,2 M☉), що перебувають на головній послідовності. Перші дві реакції відбуваються у повному циклі двічі. Швидкості проміжних реакцій набагато більші швидкості першої реакції, тому проміжні продукти практично не накопичуються. За температури понад 17 млн. K синтез гелію з водню відбувається переважно шляхом вуглецево-азотного циклу. (uk)
|
