Логаритам на реалтивната произведена енергија (ε) на процесите на протонско-протонска реакција (п-п), CNO-циклусот и тројното алфасоединување при различни температури (T). Испрекинатата линија ја покажува збирната енергија создадена од процесите на п-п и CNO во ѕвездата.
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:
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.
Преглед на циклусот CNO-I
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.
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
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
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]
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
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
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
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
Протон како реагира со јадро, предизвикувајќи ослободување на алфа-честичка.
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
Во некои случаи 18 9F може да се здружи со хелиумско јадро за да отпочне натриумско-неонски циклус.[20]
Врели CNO-циклуси
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
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
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
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
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]
↑ 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 .
↑ 5,05,1
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.
↑ 6,06,1
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.
↑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.
↑
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). ISBN3-411-14172-7.
↑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.
