Јаглеродно-азотно-кислороден циклус
Јаглеродно-азотно-кислороден циклус или CNO-циклус (понекогаш Бете–Вајцзекеров циклус [б 1]) — еден од двата вида на соединувачки јадрени реакции со кои ѕвездите го претвораат водородот во хелиум; другата реакција се нарекува протонско-протонска реакција (п–п-циклус), која е поделотворна при температурата на Сончевото јадро. Се претпоставува дека CNO-циклусот преовладува кај ѕвездите со маса преку 1,3 пати поголема од Сончевата.[1]
За разлика од протонско-протонската реакција, која ги троши сите нејзини составници, CNO-циклусот is a каталитички циклус. Во CNO-циклусот се соединуваат четири протони користејќи изотопи на јаглеродот, азотот и кислородот како катализатори. Секој од нив се троши во даден чекор на CNO-циклусот, но подоцна се пресоздава. Конечниот производ е една алфа-честичка (стабилно хелиумско јадро), два позитрона и две електронски неутрина.
Во CNO-циклусите постојат разни алтернативни патеки и катализатори, но сите тие имаат ист нето-исход:
- 4 1
1H
+ 2
e−
- → 4
2He
+ 2
e+
+ 2
e−
+ 2
ν
e + 3
γ
+ 24,7 - → 4
2He
+ 2
ν
e + 7
γ
+ 26,7 MeV
- → 4
Позитроните речиси веднаш се поништуваат со електроните, ослободувајќи енергија во облик на гама-зраци. Неутроните се ослободуваат од ѕвездата, со себе одведувајќи извесна енергија.[2] Потоа едно јадро станува изотопи на јаглеродот, азотот и кислородотпо пат на преобразби во повторувачки циклус.
Протонско-протонскиот ланец е позастапен кај ѕвезди со маса како Сончевата или помалку. Разликата доаѓа од разликите во температурната зависност помеѓу двете реакции; реакцијата на пп-ланецот почнува на температура околу 4⋅106[3] (4 мегакелвини), што го прави преовладувачки извор на енергија кај помалите ѕвезди. Самоодржлив CNO-ланец почнува на околу 15⋅106, но излезната енергија се покачува многу побргу со повишените температури[1] така што станува преовладувачки извор на енергија of energy на приближно 17⋅106.[4]
Сонцето има јадрена температура од 15,7⋅106, а само 1,7 од јадрата на 4
He
произведени во Сонцето настануваат во CNO-циклусот.
Процесот CNO-I бил независно предложен од Карл Фридрих фон Вајцзекер[5][6] и Ханс Бете[7][8] кон крајот на 1930-тите.
Првите наоди од опитното откривање на неутрина произведени со CNO-циклусот во Сонцето се објавени во 2020 г. од учесниците во соработката „Борексино“. Ова воедно била првата опитна потврда дека Сонцето има CNO-циклус, дека претпоставената величина на циклисот е точна, и дека фон Вајцзекер и Бете биле во право.[2][9][10]
Студени CNO-циклуси
[уреди | уреди извор]Под типичните услови во ѕвездите, каталитичкото согорување на водород во CNO-циклусите е ограничено од протонски зафати. Поточно, рокот за бета-распад на произведените радиоактивни јадра е покус од рокот на соединување. Поради долгите рокови, студените CNO-циклуси бавно го претвораат водородот во хелиум, овозможувајќи им да ги прихрануваат ѕвездите мировна рамнотежа многу долго.
CNO-I
[уреди | уреди извор]Првиот предложен каталитички циклус за претворање на водородот во хелиум првично се нарекувал „јаглеродно–азотен циклус“ (CN-циклус), наречен и Бете–Вајцзекеров циклус во чест на независната работа на Карл Фридрих фон Вајцзекер во 1937–38 г.[5][6] и Ханс Бете. Трудовите на Бете за овој циклус од 1939 г.[7][8] се повикуваат на три претходни труда напишани во соработка со Роберт Бечер и Милтон Стенли Ливингстон[11][12][13] и биле неформално наречени „Бетеова Библија“. Долги години се сметале за стандардно дело во полето на јадрената физика и играле голема улога во одлуката да му биде доделена Нобеловата награда за физика во 1967 г.[14] Првичните пресметки на Бете укажуваат на CN-циклус како главен извор на енергија на Сонцето.[7][8] Овој заклучок се заснова на денес побиена претпоставка дека застапеноста на азот во Сонцето изнесува околу 10 %; таа всушност е помала од 0,5 %.[15] CN-циклусот нема стабилен изотоп на кислород и го подразбира следниов циклус на преобразби:[15]
Денес се знае дека циклусот е прв дел од поголемиот процес наречен CNO-циклус, а главните реакции во овој дел од циклусот (CNO-I) се следниве:[15]
12
6C
+ 1
1H
→ 13
7N
+
γ
+ 1,95 13
7N
→ 13
6C
+
e+
+
ν
e+ 1,20 MeV (полураспад за 9,965 минути[16]) 13
6C
+ 1
1H
→ 14
7N
+
γ
+ 7,54 MeV 14
7N
+ 1
1H
→ 15
8O
+
γ
+ 7,35 MeV 15
8O
→ 15
7N
+
e+
+
ν
e+ 1,73 MeV (полураспад за 122,24 секунди[16]) 15
7N
+ 1
1H
→ 12
6C
+ 4
2He
+ 4,96 MeV
каде јадрото на јаглеродот-12 употребени во првата реакција се обновуваат во последната. Откако двата излачени позитрона ќе се поништат со двата амбиентни електрона, давајќи дополнителни 2,04 MeV, вкупната енергија енергија ослободена во еден циклус изнесува 26,73 MeV. Сите вредности се пресметани водејќи се според проценката на атомски маси од 2003 г.[17]
Ограничувачката (најбавна) реакција во циклусот CNO-I е протонскиот зафат на 14
7N
. Во 2006 г. тој бил опитно измерен до ѕвездени енергии, со што е заклучено дека староста на збиените јата е впрочем милијарда години.[18]
Неутрината излачени во бета-распад имаат извесен енергетски опсег бидејќи, иако импулсот се запазува, тој може да биде споделен помеѓу позиронот и неутриното на било кој начин, едниот са се излачи при мирување, а другиот да ја одземе целата енергија, или било што помеѓу нив, под услов да се искористи сета енергија од Q-вредноста. Вкупниот импулс кој го добиваат позитронот и неутриното не е доволно голем за да предизвика значаен повратен отскок на многу потешкото произлезено јадро[б 2] и затоа, неговиот удел во кинетичната енергија на производите може да се занемари за прецизноста на тука дадените вредности. Така, неутриното излачено при распадот на азот-13 може да има енергија од 0 до 1,20 MeV, а она излачено при распад на кислород-15 може да има од 0 до 1,73 MeV. Во просек неутрината одведуваат 1,7 MeV произведена енергија за секое исполнување на циклусот, оставајќи околу 25 MeV за создавање на сјајност.[19]
CNO-II
[уреди | уреди извор]Во споредна гранка на гореизложената реакција која се одвива во Сончевото јадро во 0,04 % од времето, конечната реакција со 15
7N
покажана погоре не произведува јаглерод-12 и алфа-честичка, туку дава кислород-16 и фотон, па продолжува
Подробно:
15
7N
+ 1
1H
→ 16
8O
+
γ
+ 12,13 MeV 16
8O
+ 1
1H
→ 17
9F
+
γ
+ 0,60 MeV 17
9F
→ 17
8O
+
e+
+
ν
e+ 2,76 MeV (полураспад за 64,49 секунди) 17
8O
+ 1
1H
→ 14
7N
+ 4
2He
+ 1,19 MeV 14
7N
+ 1
1H
→ 15
8O
+
γ
+ 7,35 MeV 15
8O
→ 15
7N
+
e+
+
ν
e+ 2,75 MeV (полураспад за 122,24 секунди)
Како што јаглеродот, азотот и кислородот се вклучени во главната гранка, флуорот произведен во споредната бранка е само меѓупроизвод; во постојана состојба тој не се насобира во ѕвездата.
CNO-III
[уреди | уреди извор]Оваа непреовладувачка гранка е значајна само за масивните ѕвезди. Реакциите почнуваат кога една од реакциите во CNO-II дава флуор-18 и фотон наместо азот-14 и алфа-честичка, па продолжува
Подробно:
17
8O
+ 1
1H
→ 18
9F
+
γ
+ 5,61 MeV 18
9F
→ 18
8O
+
e+
+
ν
e+ 1,656 MeV (полураспад за 109,771 минути) 18
8O
+ 1
1H
→ 15
7N
+ 4
2He
+ 3,98 MeV 15
7N
+ 1
1H
→ 16
8O
+
γ
+ 12,13 MeV 16
8O
+ 1
1H
→ 17
9F
+
γ
+ 0,60 MeV 17
9F
→ 17
8O
+
e+
+
ν
e+ 2,76 MeV (полураспад за 64,49 секунди)
CNO-IV
[уреди | уреди извор]
Како и CNO-III, оваа гранка е значајна само кај масивните ѕвезди. Реакциите почнуваат кога една од реакциите во CNO-III дава флуор-19 и фотон наместо азот-15 и алфа-честичка, па продолжува
Подробно:
18
8O
+ 1
1H
→ 19
9F
+
γ
+ 7,994 MeV 19
9F
+ 1
1H
→ 16
8O
+ 4
2He
+ 8,114 MeV 16
8O
+ 1
1H
→ 17
9F
+
γ
+ 0,60 MeV 17
9F
→ 17
8O
+
e+
+
ν
e+ 2,76 MeV (полураспад за 64,49 секунди) 17
8O
+ 1
1H
→ 18
9F
+
γ
+ 5,61 MeV 18
9F
→ 18
8O
+
e+
+
ν
e+ 1,656 MeV (полураспад за 109,771 минути)
Во некои случаи 18
9F
може да се здружи со хелиумско јадро за да отпочне натриумско-неонски циклус.[20]
Врели CNO-циклуси
[уреди | уреди извор]Под услови на повисока температура и притисок, какви што се присутни во новите и рендгенските распрснувања, стапката на протонски зафат ја надминува стапката на бета-распад, доведувајќи го согорувањето до линијата на протонско прокапување. Радиоактивниот вид го зафаќа протонот пред да успее да се бета-распадне, отворајќи нови патеки на јадрено согорување кои инаку се недостапни. Поради присуството на повисока температура, овие каталитички циклуси обично се нарекуваат врели CNO-циклуси; бидејќи рокот е ограничен од бета-распадите наместо протонски зафати, тие се нарекуваат и бета-ограничени CNO-циклуси.
HCNO-I
[уреди | уреди извор]Разликата помеѓу циклусите CNO-I и HCNO-I е во тоа што 13
7N
зафаќа протон наместо да се распадне. Ова води до вкупната низа
Подробно:
12
6C
+ 1
1H
→ 13
7N
+
γ
+ 1,95 13
7N
+ 1
1H
→ 14
8O
+
γ
+ 4,63 MeV 14
8O
→ 14
7N
+
e+
+
ν
e+ 5,14 MeV (полураспад за 70,641 секунди) 14
7N
+ 1
1H
→ 15
8O
+
γ
+ 7,35 MeV 15
8O
→ 15
7N
+
e+
+
ν
e+ 2,75 MeV (полураспад за 122,24 секунди) 15
7N
+ 1
1H
→ 12
6C
+ 4
2He
+ 4,96 MeV
HCNO-II
[уреди | уреди извор]Забележливата разлика помеѓу циклусите CNO-II и HCNO-II е во тоа што 17
9F
зафаќа протон наместо да се распадне, па во подоцнежна реакција 18
9F
се добива неон. Ова води до вкупната низа
Подробно:
15
7N
+ 1
1H
→ 16
8O
+
γ
+ 12,13 MeV 16
8O
+ 1
1H
→ 17
9F
+
γ
+ 0,60 MeV 17
9F
+ 1
1H
→ 18
10Ne
+
γ
+ 3,92 MeV 18
10Ne
→ 18
9F
+
e+
+
ν
e+ 4,44 MeV (полураспад за 1,672 секунди) 18
9F
+ 1
1H
→ 15
8O
+ 4
2He
+ 2,88 MeV 15
8O
→ 15
7N
+
e+
+
ν
e+ 2,75 MeV (полураспад за 122,24 секунди)
HCNO-III
[уреди | уреди извор]Алтернатива на циклусот HCNO-II се јавува кога 18
9F
зафаќа протон кој оди кон повисока маса и кога се користи истиот механизам за производство на хелиум како циклус CNO-IV како
Подробно:
18
9F
+ 1
1H
→ 19
10Ne
+
γ
+ 6,41 MeV 19
10Ne
→ 19
9F
+
e+
+
ν
e+ 3,32 MeV (полураспад за 17,22 секунди) 19
9F
+ 1
1H
→ 16
8O
+ 4
2He
+ 8,11 MeV 16
8O
+ 1
1H
→ 17
9F
+
γ
+ 0,60 MeV 17
9F
+ 1
1H
→ 18
10Ne
+
γ
+ 3,92 MeV 18
10Ne
→ 18
9F
+
e+
+
ν
e+ 4,44 MeV (полураспад за 1,672 секунди)
Примена во астрономијата
[уреди | уреди извор]Иако вкупниот број на „каталитички“ јадра циклусот се запазува, нивиот сразмер се менува при ѕвездениот развој. Кога циклсот ќе дојде до рамнотежа, соодносот на јадра од јаглерод-12/јаглерод-13 доаѓа до 3,5, а азотот-14 станува најбројното јадро, без оглед на првичниот состав. При развојот на ѕвездата, епизодите на струевито мешање го поместуваат материјалот, во чии рамки делувал CNO-циклусот, од внатрешноста на ѕвездата до нејзината површина, менувајќи го видливиот состав на истата. Црвените џинови имаат пониски соодноси јаглерод-12/јаглерод-13 и јаглерод-12/азот-14 отколку ѕвездите од главната низа, што се смета за убедителен доказ за работата на CNO-циклусот.[21]
Поврзано
[уреди | уреди извор]- Ладно соединување
- Енергија од јадрено соединување
- Јадрено соединување
- Протонско-протонска реакција
- Ѕвездена нуклеосинтеза
- Троен алфа-процес
Белешки
[уреди | уреди извор]- ↑ Наречен по германските физичари Ханс Бете и Карл Фридрих фон Вајцзекер.
- ↑ Напомена: Не е важно како мировните маси на e и ν се мали, бидејќи тие се веќе доволно мали за да станат релативистички. Важно е тоа што произлезеното јадро е тешко во споредба со p⁄c .
Наводи
[уреди | уреди извор]- ↑ 1,0 1,1 Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. John Wiley and Sons. стр. 119–121. ISBN 0-470-09220-3.
- ↑ 2,0 2,1 Agostini, M.; Altenmüller, K.; и др. (The BOREXINO collaboration) (25 јуни 2020). „Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun“. Nature (англиски). 587 (7835): 577–582. arXiv:2006.15115. Bibcode:2020Natur.587..577B. doi:10.1038/s41586-020-2934-0. PMID 33239797 Проверете ја вредноста
|pmid=(help). S2CID 227174644. - ↑ Reid, I. Neill; Hawley, Suzanne L. (2005). „The structure, formation, and evolution of low-mass stars and brown dwarfs – Energy generation“. New Light on Dark Stars: Red dwarfs, low-mass stars, brown dwarfs. Springer-Praxis Books in Astrophysics and Astronomy (2nd. изд.). Springer Science & Business Media. стр. 108–111. ISBN 3-540-25124-3.
- ↑ Schuler, S.C.; King, J.R.; The, L.-S. (2009). „Stellar Nucleosynthesis in the Hyades open cluster“. The Astrophysical Journal. 701 (1): 837–849. arXiv:0906.4812. Bibcode:2009ApJ...701..837S. doi:10.1088/0004-637X/701/1/837. S2CID 10626836.
- ↑ 5,0 5,1 von Weizsäcker, Carl F. (1937). „Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne I“ [On transformations of elements in the interiors of stars I]. Physikalische Zeitschrift. 38: 176–191.
- ↑ 6,0 6,1 von Weizsäcker, Carl F. (1938). „Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne II“ [On transformations of elements in the interiors of stars II]. Physikalische Zeitschrift. 39: 633–646.
- ↑ 7,0 7,1 7,2 Bethe, Hans A. (1939). „Energy Production in Stars“. Physical Review. 55 (1): 541–7. Bibcode:1939PhRv...55..103B. doi:10.1103/PhysRev.55.103. PMID 17835673.
- ↑ 8,0 8,1 8,2 Bethe, Hans A. (1939). „Energy production in stars“. Physical Review. 55 (5): 434–456. Bibcode:1939PhRv...55..434B. doi:10.1103/PhysRev.55.434. PMID 17835673.
- ↑ Agostini, M.; Altenmüller, K.; Appel, S.; Atroshchenko, V.; Bagdasarian, Z.; Basilico, D.; Bellini, G.; Benziger, J.; Biondi, R.; Bravo, D.; Caccianiga, B. (25 ноември 2020). „Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun“. Nature (англиски). 587 (7835): 577–582. arXiv:2006.15115. Bibcode:2020Natur.587..577B. doi:10.1038/s41586-020-2934-0. ISSN 1476-4687. PMID 33239797 Проверете ја вредноста
|pmid=(help). S2CID 227174644.This result therefore paves the way towards a direct measurement of the solar metallicity using CNO neutrinos. Our findings quantify the relative contribution of CNO fusion in the Sun to be of the order of 1 per cent;
- ↑ „Neutrinos yield first experimental evidence of catalyzed fusion dominant in many stars“. phys.org (англиски). Посетено на 26 ноември 2020.
Pocar points out, "Confirmation of CNO burning in our sun, where it operates at only one percent, reinforces our confidence that we understand how stars work."
- ↑ Bethe, Hans A.; Bacher, Robert (1936). „Nuclear Physics, A: Stationary states of nuclei“ (PDF). Reviews of Modern Physics. 8 (2): 82–229. Bibcode:1936RvMP....8...82B. doi:10.1103/RevModPhys.8.82.
- ↑ Bethe, Hans A. (1937). „Nuclear Physics, B: Nuclear dynamics, theoretical“. Reviews of Modern Physics. 9 (2): 69–244. Bibcode:1937RvMP....9...69B. doi:10.1103/RevModPhys.9.69.
- ↑ Bethe, Hans A.; Livingston, Milton S. (1937). „Nuclear Physics, C: Nuclear Dynamics, Experimental“. Reviews of Modern Physics. 9 (2): 245–390. Bibcode:1937RvMP....9..245L. doi:10.1103/RevModPhys.9.245.
- ↑ Bardi, Jason Socrates (23 јануари 2008). „Landmarks: What makes the stars shine?“. Physical Review Focus. том 21 no. 3. doi:10.1103/physrevfocus.21.3. Посетено на 26 ноември 2018.
- ↑ 15,0 15,1 15,2 Krane, Kenneth S. (1988). Introductory Nuclear Physics. John Wiley & Sons. стр. 537. ISBN 0-471-80553-X.
- ↑ 16,0 16,1 Ray, Alak (2010). „Massive stars as thermonuclear reactors and their explosions following core collapse“. Во Goswami, Aruna; Reddy, B. Eswar (уред.). Principles and Perspectives in Cosmochemistry. Springer Science & Business Media. стр. 233. ISBN 9783642103681.
- ↑ Wapstra, Aaldert; Audi, Georges (18 ноември 2003). „The 2003 Atomic Mass Evaluation“. Atomic Mass Data Center. Архивирано од изворникот на 28 септември 2011. Посетено на 25 октомври 2011.
- ↑ Lemut, A.; Bemmerer, D.; Confortola, F.; Bonetti, R.; Broggini, C.; Corvisiero, P.; и др. (LUNA Collaboration) (2006). „First measurement of the 14N(p,γ)15O cross section down to 70 keV“. Physics Letters B. 634 (5–6): 483–487. arXiv:nucl-ex/0602012. Bibcode:2006PhLB..634..483L. doi:10.1016/j.physletb.2006.02.021. S2CID 16875233.
- ↑ Scheffler, Helmut; Elsässer, Hans (1990). Die Physik der Sterne und der Sonne [The Physics of the Stars and the Sun]. Bibliographisches Institut (Mannheim, Wien, Zürich). ISBN 3-411-14172-7.
- ↑ Depalo, Rosanna. „The neon-sodium cycle: Study of the 22Ne(p, γ)23Na reaction at astrophysical energies“ (PDF). Архивирано од изворникот (PDF) на 28 јули 2020. Посетено на 16 април 2020.
- ↑ Marks and Sarna (декември 1998). „The chemical evolution of the secondary stars in close binaries, arising from common-envelope evolution and nova outbursts“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 301 (3): 699–720. Bibcode:1998MNRAS.301..699M. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.02039.x.
| ||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||