Niz proton-proton

Niz proton – proton ili p-p niz je jedna od reakcija nuklearne fuzije, kojim zvijezde pretvaraju vodik u helij, za razliku od niza ugljik – dušik – kisik (CNO niz). p-p niz prevladava kod zvijezdi veličine našeg Sunca ili manjih.

p-p niz se može pojaviti samo ako je temperatura (kinetička energija) protona dovoljno velika da prevlada Coulombovu barijeru, da svlada elektrostatičke sile između istih naboja protona.^[1] 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 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, jer najvjerojatniji proizvod, helij-2, je nestabilan i gotovo istovremeno se vraća u par protona. 1939., Hans Albrecht Bethe je predložio da jedan od protona može doživjeti beta-raspad u neutron, preko slabe nuklearne sile, za vrijeme kratkog trenutka fuzije, stvarajući deuterij u početku niza.^[2] Ideja je bila dio kako se odvija nukleosinteza zvijezda i za to je Bethe dobio Nobelovu nagradu za fiziku.

Na Suncu, samo dobivanje deuterija je toliko sporo da je za to potrebno oko 10 milijardi godina. Kako je Sunce staro oko 5 milijardi godina, znači da smo tek na pola puta da se potroši sav vodik sa Sunca.^[3]

1. ↑ Ishfaq Ahmad, The Nucleus, 1:42,59, (1971), The Proton type-nuclear fission reaction
2. ↑ 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.
3. ↑ Kenneth S. Krane, Introductory Nuclear Physics , Wiley , 1987, p. 537.