Proton-proton zincirleme reaksiyonu sayfasının kaynağını görüntüle

[[Dosya:Fusion in the Sun.svg|lang=tr|küçükresim|upright=1.14|proton-proton zincirleme tepkimesi [[Güneş]]'in boyutunda ve daha küçük yıldızlarda yaygın olarak gerçekleşmektedir.]]

'''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.<ref>{{Web kaynağı |url=http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/energy/ppchain.html |başlık=Arşivlenmiş kopya |erişimtarihi=20 Haziran 2016 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20160620155744/http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/energy/ppchain.html |arşivtarihi=20 Haziran 2016 |ölüurl=evet }}</ref> Bilinen diğer reaksiyon [[KAO döngüsü]]dür. KAO döngüsü, daha çok güneş kütlesinin yaklaşık 1.3 katından daha büyük kütlelere sahip yıldızlarda hakim olabilen reaksiyonlardır.<ref>Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). ''Evolution of Stars and Stellar Populations''. John Wiley and Sons. pp. 119–121. ISBN <bdi>0-470-09220-3</bdi>.</ref>

Genel olarak, proton-proton füzyonu ancak protonların kinetik enerjisi (yani sıcaklığı), karşılıklı [[elektrostatik]] veya Coulomb kuvvetlerini  aşacak kadar yüksek olduğunda gerçekleşebilir.<ref>Ishfaq Ahmad, ''The Nucleus'', '''1''': 42, 59, (1971), The Proton type-nuclear fission reaction.</ref>

Güneş'te [[döteryum]] üreten olaylar nadirdir. Diprotonlar (He-2, yani 2 protonlu ve nötronsuz [[molekül]]) yıldızdaki proton-proton reaksiyonlarının en yaygın sonucudur ve diprotonlar çoğunlukla daha sonrasında iki protona bozunurlar. Hidrojenin helyuma dönüşümü yavaş olduğu için, Güneş'in çekirdeğindeki hidrojenin tamamen dönüşümü on milyar yıldan fazla sürer.<ref>Kenneth S. Krane, ''Introductory Nuclear Physics'', Wiley, 1987, p. 537.</ref>

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 Stanley Eddington|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 mekaniği]]nin gelişmesinden sonra, protonların [[Dalga fonksiyonu|dalga fonksiyonlarının]] itici bariyer yoluyla tünellenmesinin klasik öngörmeden daha düşük bir sıcaklıkta [[Nükleer füzyon|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.<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> 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.<ref>Iliadis, Christian. (2007). ''Nuclear physics of stars''. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN <bdi>9783527406029</bdi>. OCLC 85897502.</ref>

<math>p+p\rightarrow {}_1^2\mathbb{H} +e^++\nu e</math>

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.<ref>Phillips, A. C. (Anthony C.), -2002. (1999). ''The physics of stars''(2nd ed.). Chichester: John Wiley. ISBN <bdi>0471987972</bdi>. OCLC 40948449.</ref> 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):
<br />
== Ayrıca bakınız ==
* [[Üç-alfa süreci]]
* [[KAO döngüsü]]

==Kaynakça==
{{Kaynakça}}

{{astronomi-taslak}}
{{kimya-taslak}}

[[Kategori:Protonlar]]
[[Kategori:Çekirdeksel kaynaşma]]
[[Kategori:Astrofizik]]