Cyklus CNO - CNO cycle

Logaritmus relativního energetického výstupu (ε) z proton – proton (p-p), CNO a triple-α fúzní procesy při různých teplotách (T). Přerušovaná čára ukazuje kombinovanou generaci energie procesů p-p a CNO uvnitř hvězdy.

The Cyklus CNO (pro uhlík –dusík –kyslík ) je jednou ze dvou známých sad fúze reakce kterými hvězdy konvertovat vodík na hélium, druhý je řetězová reakce proton – proton (cyklus p-p), který je na slunce teplota jádra. Předpokládá se, že cyklus CNO je dominantní u hvězd, které jsou více než 1,3krát vyšší masivní jako Slunce.[1]

Na rozdíl od reakce proton-proton, která spotřebovává všechny její složky, je cyklus CNO a katalytický cyklus. V cyklu CNO čtyři protony fúzují pomocí uhlíkových, dusíkových a kyslíkových izotopů jako katalyzátorů, z nichž každý je spotřebován v jednom kroku cyklu CNO, ale znovu generován v pozdějším kroku. Konečný produkt je jeden alfa částice (stáj hélium jádro), dva pozitrony a dva elektronová neutrina.

Cykly CNO zahrnují různé alternativní cesty a katalyzátory, všechny tyto cykly mají stejný čistý výsledek:

4 1
1H
   +   2
E−
  →   4
2On
   +   2
E+
   +   2
E−
   +   2
ν
E   +   3
y
 +24,7 MeV
  →   4
2On
   +   2
ν
E   +   7
y
 + 26,7 MeV

Pozitrony budou téměř okamžitě zničit elektrony, uvolňující energii ve formě gama paprsky. Neutrina unikají z hvězdy a odnášejí nějakou energii.[2] Jedno jádro se stalo izotopy uhlíku, dusíku a kyslíku řadou transformací v nekonečné smyčce.

Přehled cyklu CNO-I

Proton-protonový řetězec je výraznější u hvězd o hmotnosti Slunce nebo méně. Tento rozdíl pramení z rozdílů teplotních závislostí mezi těmito dvěma reakcemi; řetězová reakce pp začíná při teplotách kolem 4×106 K.[3] (4 megakelviny), což z něj činí dominantní zdroj energie v menších hvězdách. Samonosný řetězec CNO začíná přibližně na 15×106 K., ale jeho energetický výdej stoupá mnohem rychleji s rostoucí teplotou[1] takže se stane dominantním zdrojem energie přibližně při 17×106 K..[4]

Slunce má jádro teplota kolem 15.7×106 K., a jen 1.7% z 4
On
 jádra produkovaná na Slunci se rodí v cyklu CNO.

The CNO-I proces nezávisle navrhl Carl von Weizsäcker[5][6] a Hans Bethe[7][8] na konci 30. let.

První zprávy o experimentální detekci neutrin produkovaných cyklem CNO na Slunci byly publikovány v roce 2020. Toto bylo také první experimentální potvrzení, že Slunce mělo cyklus CNO, že navrhovaná velikost cyklu byla přesná a že von Weizsäcker a Bethe měli pravdu.[2][9][10]

Cyklus uhlík-dusík-kyslík-1

Chladné cykly CNO

Za typických podmínek ve hvězdách je katalytické spalování vodíku cykly CNO omezeno zachycuje protony. Konkrétně časový rámec pro rozpad beta z radioaktivní jádra je rychlejší než časový rámec pro fúzi. Vzhledem k dlouhým časovým horizontům studené cykly CNO převádějí vodík na helium pomalu, což jim umožňuje napájet hvězdy v klidové rovnováze po mnoho let.

CNO-I

První navrhovaný katalytický cyklus pro přeměnu vodíku na helium se původně nazýval cyklus uhlík-dusík (cyklus CN), na počest nezávislé práce Carl von Weizsäcker v letech 1937-38[5][6] a Hans Bethe. Články od Bethe z roku 1939 o cyklu CN[7][8] čerpal ze tří dřívějších prací napsaných ve spolupráci s Robert Bacher a Milton Stanley Livingston[11][12][13] a který byl neformálně znám jako „Bethe's Bible“. Po mnoho let byla považována za standardní práci v oblasti jaderné fyziky a byla významným faktorem pro jeho udělení 1967 Nobelova cena za fyziku.[14] Betheho původní výpočty naznačovaly, že primárním zdrojem energie Slunce je cyklus CN.[7][8] Tento závěr vyplynul z toho, co je nyní známé jako mylná víra: Že dostatek dusíku na slunci je přibližně 10%, když je ve skutečnosti méně než půl procenta.[15] Cyklus CN, pojmenovaný protože neobsahuje žádný stabilní izotop kyslíku, zahrnuje následující cyklus transformací:[15]

12
6C
   →  13
7N
   →  13
6C
   →   14
7N
   →   15
8Ó
   →   15
7N
   →   12
6C

Tento cyklus je nyní chápán jako první část většího procesu, cyklu CNO, a hlavní reakce v této části cyklu (CNO-I) jsou:[15]

12
6C
 		+ 1
1H
 		→ 13
7N
 		+ 
y
  		  + 1.95 MeV
13
7N
 		  → 13
6C
 		+ 
E+
  		+ 
ν
E  		+ 1,20 MeV(poločas rozpadu 9,965 minut[16])
13
6C
 		+ 1
1H
 		→ 14
7N
 		+ 
y
 		  + 7,54 MeV
14
7N
 		+ 1
1H
 		→ 15
8Ó
 		+ 
y
 		  + 7,35 MeV
15
8Ó
 		  → 15
7N
 		+ 
E+
 		+ 
ν
E 		+ 1,73 MeV(poločas rozpadu 2,034 minut[16])
15
7N
 		+ 1
1H
 		→ 12
6C
 		+ 4
2On
 		  + 4,96 MeV

kde se uhlík-12 jádro použité v první reakci regeneruje v poslední reakci. Po těch dvou emitované pozitrony zničit se dvěma okolními elektrony produkujícími další 2,04 MeV je celková energie uvolněná v jednom cyklu 26,73 MeV; v některých textech autoři mylně zahrnují energii zničení pozitronu s beta-rozpad Q-hodnota a poté zanedbání stejného množství energie uvolněné anihilací, což vede k možnému zmatku. Všechny hodnoty jsou počítány s odkazem na Atomic Mass Evaluation 2003.[17]

Omezující (nejpomalejší) reakcí v cyklu CNO-I je zachycení protonů na 14
7N
. V roce 2006 byla experimentálně změřena na hvězdné energie a revidovala vypočítaný věk kulové hvězdokupy přibližně o 1 miliardu let.[18]

The neutrina emitované v beta rozpadu budou mít spektrum energetických rozsahů, protože ačkoli hybnost je zachována, hybnost může být jakýmkoli způsobem sdílena mezi pozitronem a neutrinem, přičemž buď vyzařuje v klidu a druhá odebírá plnou energii, nebo cokoli mezi tím, pokud je použita veškerá energie z Q-hodnoty. Celkem hybnost přijatý elektronem a neutrinem není dost velký na to, aby způsobil významný zpětný ráz toho velkého těžší dceřiné jádro[A] a proto lze jeho podíl na kinetické energii produktů pro přesnost zde uvedených hodnot zanedbávat. Takže neutrino emitované během rozpadu dusíku-13 může mít energii od nuly do 1,20 MeV a neutrino emitované během rozpadu kyslíku-15 může mít energii od nuly do 1,73 MeV. V průměru je neutriny pro každou smyčku cyklu odebráno přibližně 1,7 MeV z celkového energetického výstupu, přičemž pro výrobu je k dispozici přibližně 25 MeV zářivost.[19]

CNO-II

V menší větvi výše uvedené reakce, vyskytující se v jádru Slunce 0,04% času, zahrnuje konečná reakce 15
7N
 nahoře neprodukuje uhlík-12 a alfa částice, ale místo toho produkuje kyslík-16 a foton a pokračuje

15
7N
→16
8Ó
→17
9F
→17
8Ó
→14
7N
→15
8Ó
→15
7N

Podrobně:

15
7N
 		+ 1
1H
 		→ 16
8Ó
 		+ 
y
 		  + 12,13 MeV
16
8Ó
 		+ 1
1H
 		→ 17
9F
 		+ 
y
 		  + 0,60 MeV
17
9F
 		  → 17
8Ó
 		+ 
E+
 		+ 
ν
E 		+ 2,76 MeV(poločas 64,49 sekundy)
17
8Ó
 		+ 1
1H
 		→ 14
7N
 		+ 4
2On
 		  + 1,19 MeV
14
7N
 		+ 1
1H
 		→ 15
8Ó
 		+ 
y
 		  + 7,35 MeV
15
8Ó
 		  → 15
7N
 		+ 
E+
 		+ 
ν
E 		+ 2,75 MeV(poločas 122,24 sekundy)

Stejně jako uhlík, dusík a kyslík obsažený v hlavní větvi, fluor vyráběné v vedlejší pobočce je pouze meziproduktem; v ustáleném stavu se nehromadí ve hvězdě.

CNO-III

Tato subdominantní větev je významná pouze pro hmotné hvězdy. Reakce jsou zahájeny, když jedna z reakcí v CNO-II vede k fluoru-18 a gama místo dusíku-14 a alfa a pokračuje

17
8Ó
 → 18
9F
 → 18
8Ó
 → 15
7N
 → 16
8Ó
 → 17
9F
 → 17
8Ó

Podrobně:

17
8Ó
 		+  1
1H
 		→  18
9F
 		+  
y
  		  +  5,61 MeV
18
9F
  		  →  18
8Ó
  		+  
E+
  		+  
ν
E  		+  1,656 MeV(poločas 109771 minut)
18
8Ó
  		+  1
1H
  		→  15
7N
  		+  4
2On
  		  +  3,98 MeV
15
7N
  		+  1
1H
 		→  16
8Ó
  		+  
y
  		  +  12,13 MeV
16
8Ó
  		+  1
1H
  		→  17
9F
  		+  
y
  		  +  0,60 MeV
17
9F
  		  →  17
8Ó
  		+  
E+
  		+  
ν
E  		+  2,76 MeV(poločas 64,49 sekundy)

CNO-IV

Proton reaguje s jádrem a způsobuje uvolnění alfa částice.

Stejně jako CNO-III je i tato větev významná pouze u hmotných hvězd. Reakce jsou zahájeny, když jedna z reakcí v CNO-III vede k fluoru-19 a gama místo dusíku-15 a alfa, a pokračuje:18
8Ó
→19
9F
→16
8Ó
→17
9F
→17
8Ó
→18
9F
→18
8Ó

Podrobně:

18
8Ó
 		+ 1
1H
 		→ 19
9F
 		+ 
y
 		  + 7,994 MeV
19
9F
 		+ 1
1H
 		→ 16
8Ó
 		+ 4
2On
 		  + 8,114 MeV
16
8Ó
 		+ 1
1H
 		→ 17
9F
 		+ 
y
 		  + 0,60 MeV
17
9F
 		  → 17
8Ó
 		+ 
E+
 		+ 
ν
E 		+ 2,76 MeV(poločas 64,49 sekundy)
17
8Ó
 		+ 1
1H
 		→ 18
9F
 		+ 
y
 		  + 5,61 MeV
18
9F
 		  → 18
8Ó
 		+ 
E+
 		+ 
ν
E 		+ 1,656 MeV(poločas 109771 minut)

V některých případech 18
9F
 může kombinovat s jádrem hélia a zahájit cyklus sodík-neon[20]

Horké cykly CNO

Za podmínek vyšší teploty a tlaku, jako jsou ty, které se nacházejí v nové a rentgenové záblesky, rychlost zachycení protonů převyšuje rychlost beta-rozpadu, což tlačí hoření na protonová odkapávací linie. Základní myšlenkou je, že radioaktivní druhy zachytí proton, než se bude moci beta rozpadat, čímž se otevřou nové cesty spalování jader, které jsou jinak nepřístupné. Vzhledem k vyšším teplotám se tyto katalytické cykly obvykle označují jako horké cykly CNO; protože časové rámce jsou omezeny rozpadem beta místo zachycuje protony, nazývají se také beta-omezené cykly CNO.[je zapotřebí objasnění ]

HCNO-I

Rozdíl mezi cyklem CNO-I a cyklem HCNO-I je v tom 13
7N
 zachytí proton místo jeho rozpadu, což vede k celkové sekvenci

12
6C
→13
7N
→14
8Ó
→14
7N
→15
8Ó
→15
7N
→12
6C

Podrobně:

12
6C
 		+ 1
1H
 		→ 13
7N
 		+ 
y
  		  + 1.95 MeV
13
7N
 		+ 1
1H
 		→ 14
8Ó
 		+ 
y
  		  + 4.63 MeV
14
8Ó
 		  → 14
7N
 		+ 
E+
  		+ 
ν
E  		+ 5,14 MeV(poločas rozpadu 70,641 sekund)
14
7N
 		+ 1
1H
 		→ 15
8Ó
 		+ 
y
 		  + 7,35 MeV
15
8Ó
 		  → 15
7N
 		+ 
E+
 		+ 
ν
E 		+ 2,75 MeV(poločas 122,24 sekundy)
15
7N
 		+ 1
1H
 		→ 12
6C
 		+ 4
2On
 		  + 4,96 MeV

HCNO-II

Pozoruhodný rozdíl mezi cyklem CNO-II a cyklem HCNO-II je v tom 17
9F
 zachytí proton místo toho, aby se rozpadl, a neon je produkován v následné reakci na 18
9F
, což vede k celkové sekvenci

15
7N
→16
8Ó
→17
9F
→18
10Ne
→18
9F
→15
8Ó
→15
7N

Podrobně:

15
7N
 		+ 1
1H
 		→ 16
8Ó
 		+ 
y
 		  + 12,13 MeV
16
8Ó
 		+ 1
1H
 		→ 17
9F
 		+ 
y
 		  + 0,60 MeV
17
9F
 		+ 1
1H
 		→ 18
10Ne
 		+ 
y
 		  + 3,92 MeV
18
10Ne
 		  → 18
9F
 		+ 
E+
 		+ 
ν
E 		+ 4,44 MeV(poločas 1672 sekund)
18
9F
 		+ 1
1H
 		→ 15
8Ó
 		+ 4
2On
 		  + 2,88 MeV
15
8Ó
 		  → 15
7N
 		+ 
E+
 		+ 
ν
E 		+ 2,75 MeV(poločas 122,24 sekundy)

HCNO-III

Alternativou k cyklu HCNO-II je to 18
9F
 zachycuje proton pohybující se k vyšší hmotě a využívající stejný mechanismus produkce helia jako cyklus CNO-IV jako

18
9F
→19
10Ne
→19
9F
→16
8Ó
→17
9F
→18
10Ne
→18
9F

Podrobně:

18
9F
 		+ 1
1H
 		→ 19
10Ne
 		+ 
y
 		  + 6,41 MeV
19
10Ne
 		  → 19
9F
 		+ 
E+
 		+ 
ν
E 		+ 3,32 MeV(poločas 17,22 sekundy)
19
9F
 		+ 1
1H
 		→ 16
8Ó
 		+ 4
2On
 		  + 8,11 MeV
16
8Ó
 		+ 1
1H
 		→ 17
9F
 		+ 
y
 		  + 0,60 MeV
17
9F
 		+ 1
1H
 		→ 18
10Ne
 		+ 
y
 		  + 3,92 MeV
18
10Ne
 		  → 18
9F
 		+ 
E+
 		+ 
ν
E 		+ 4,44 MeV(poločas 1672 sekund)

Použití v astronomii

Zatímco celkový počet „katalytických“ jader je v cyklu zachován, v hvězdná evoluce relativní proporce jader se změní. Když je cyklus veden do rovnováhy, poměr jader uhlík-12 / uhlík-13 je řízen na 3,5 a dusík-14 se stává nejpočetnějším jádrem bez ohledu na počáteční složení. Během vývoje hvězdy konvektivní epizody míchání pohybují materiálem, ve kterém cyklus CNO operoval, z vnitřku hvězdy na povrch, čímž mění pozorované složení hvězdy. Červený obr hvězdy mají nižší poměry uhlík-12 / uhlík-13 a uhlík-12 / dusík-14 než oni hlavní sekvence hvězdy, což je považováno za přesvědčivý důkaz pro provoz cyklu CNO.[Citace je zapotřebí ]

Viz také

Poznámky pod čarou

  1. ^ Poznámka: Není důležité, jak invariantní masy e a ν jsou malé, protože jsou již dostatečně malé na to, aby obě částice byly relativistické. Důležité je, že dceřinné jádro je ve srovnání s těžkým p/C .

Reference

  1. ^ A b Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). Evoluce hvězd a hvězdných populací. John Wiley and Sons. str.119 –121. ISBN  0-470-09220-3.
  2. ^ A b Agostini, M .; Altenmüller, K .; et al. (Spolupráce BOREXINO) (25. června 2020). „První přímý experimentální důkaz neutrin z CNO“ (PDF). arXiv:2006.15115 [hep-ex ].
  3. ^ Reid, I. Neill; Hawley, Suzanne L. (2005). „Struktura, vznik a vývoj hvězd s nízkou hmotností a hnědých trpaslíků - výroba energie“. Nové světlo na temných hvězdách: červení trpaslíci, hvězdy s nízkou hmotností, hnědí trpaslíci. Springer-Praxis knihy v astrofyzice a astronomii (2. vyd.). Springer Science & Business Media. 108–111. ISBN  3-540-25124-3.
  4. ^ Schuler, S.C .; King, J.R .; The, L.-S. (2009). „Stellar Nucleosynthesis in the Hyades open cluster“. Astrofyzikální deník. 701 (1): 837–849. arXiv:0906.4812. Bibcode:2009ApJ ... 701..837S. doi:10.1088 / 0004-637X / 701/1/837. S2CID  10626836.
  5. ^ A b von Weizsäcker, Carl F. (1937). „Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne I“ [O přeměnách prvků ve vnitřcích hvězd I]. Physikalische Zeitschrift. 38: 176–191.CS1 maint: více jmen: seznam autorů (odkaz)
  6. ^ A b von Weizsäcker, Carl F. (1938). „Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne II“ [O proměnách prvků ve vnitřcích hvězd II]. Physikalische Zeitschrift. 39: 633–646.CS1 maint: více jmen: seznam autorů (odkaz)
  7. ^ A b C Bethe, Hans A. (1939). „Výroba energie ve hvězdách“. Fyzický přehled. 55 (1): 541–7. Bibcode:1939PhRv ... 55..103B. doi:10.1103 / PhysRev.55.103. PMID  17835673.
  8. ^ A b C Bethe, Hans A. (1939). „Výroba energie ve hvězdách“. Fyzický přehled. 55 (5): 434–456. Bibcode:1939PhRv ... 55..434B. doi:10.1103 / PhysRev.55.434. PMID  17835673.
  9. ^ Agostini, M .; Altenmüller, K .; Appel, S .; Atroshchenko, V .; Bagdasarian, Z .; Basilico, D .; Bellini, G .; Benziger, J .; Biondi, R .; Bravo, D .; Caccianiga, B. (25. listopadu 2020). „Experimentální důkazy o neutrinech produkovaných ve fúzním cyklu CNO na Slunci“. Příroda. 587 (7835): 577–582. doi:10.1038 / s41586-020-2934-0. ISSN  1476-4687. Tento výsledek proto dláždí cestu k přímému měření sluneční metalicity pomocí neutrin z CNO. Naše zjištění kvantifikují relativní příspěvek fúze CNO na Slunci v řádu 1 procenta;
  10. ^ „Neutrina přinášejí první experimentální důkazy o katalyzované fúzi dominující v mnoha hvězdách“. phys.org. Citováno 26. listopadu 2020. Pocar zdůrazňuje: „Potvrzení spalování CNO na našem slunci, kde pracuje pouze s jedním procentem, posiluje naši důvěru v to, že rozumíme tomu, jak hvězdy fungují.“
  11. ^ Bethe, Hans A.; Bacher, Robert (1936). „Nuclear Physics, A: Stacionární stavy jader“ (PDF). Recenze moderní fyziky. 8 (2): 82–229. Bibcode:1936RvMP ... 8 ... 82B. doi:10.1103 / RevModPhys.8.82.
  12. ^ Bethe, Hans A. (1937). „Jaderná fyzika, B: Jaderná dynamika, teoretická“. Recenze moderní fyziky. 9 (2): 69–244. Bibcode:1937RvMP ... 9 ... 69B. doi:10.1103 / RevModPhys.9.69.
  13. ^ Bethe, Hans A.; Livingston, Milton S. (1937). „Nuclear Physics, C: Nuclear Dynamics, Experimental“. Recenze moderní fyziky. 9 (2): 245–390. Bibcode:1937RvMP ... 9..245L. doi:10.1103 / RevModPhys.9.245.
  14. ^ Bardi, Jason Socrates (23. ledna 2008). „Orientační body: Čím září hvězdy?“. Zaměření na fyzickou kontrolu. 21 (3). doi:10.1103 / physrevfocus.21.3. Citováno 26. listopadu 2018.
  15. ^ A b C Krane, Kenneth S. (1988). Úvodní jaderná fyzika. John Wiley & Sons. p.537. ISBN  0-471-80553-X.
  16. ^ A b Ray, Alak (2010). „Masivní hvězdy jako termonukleární reaktory a jejich výbuchy po zhroucení jádra“. V Goswami, Aruna; Reddy, B. Eswar (eds.). Principy a perspektivy v kosmochemii. Springer Science & Business Media. p. 233. ISBN  9783642103681.
  17. ^ Wapstra, Aaldert; Audi, Georges (18. listopadu 2003). „Hodnocení atomové hmotnosti v roce 2003“. Atomové hmotnostní datové centrum. Citováno 25. října 2011.
  18. ^ Lemut, A .; Bemmerer, D .; Confortola, F .; Bonetti, R .; Broggini, C .; Corvisiero, P .; et al. (LUNA Collaboration) (2006). "První měření 14N (p, γ)15O průřez až 70 keV ". Fyzikální písmena B. 634 (5–6): 483–487. arXiv:nucl-ex / 0602012. Bibcode:2006PhLB..634..483L. doi:10.1016 / j.physletb.2006.02.021. S2CID  16875233.
  19. ^ Scheffler, Helmut; Elsässer, Hans (1990). Die Physik der Sterne und der Sonne [Fyzika hvězd a slunce]. Bibliographisches Institut (Mannheim, Wien, Curych). ISBN  3-411-14172-7.
  20. ^ https://core.ac.uk/download/pdf/31144835.pdf

Další čtení