Цикл CNO (для углерода - азот - кислород ; иногда называют Бете-Вайцзекер цикла после того, как Hans Albrecht Бете и Вайцзеккер ) является одним из двух известных наборов слитых реакций , с помощью которого звездами конвертировать водород в гелий , другой являющийся протонного –Цепная реакция протонов (pp-цикл), более эффективная при температуре ядра Солнца . Предполагается, что цикл CNO доминирует у звезд, которые более чем в 1,3 раза массивнее Солнца .[1]
В отличие от протон-протонной реакции, которая потребляет все ее составляющие, цикл CNO является каталитическим циклом . В цикле CNO четыре протона соединяются с использованием изотопов углерода, азота и кислорода в качестве катализаторов, каждый из которых потребляется на одном этапе цикла CNO, но повторно генерируется на более позднем этапе. Конечный продукт - одна альфа-частица (стабильное ядро гелия ), два позитрона и два электронных нейтрино .
В циклах CNO задействованы различные альтернативные пути и катализаторы, все эти циклы имеют одинаковый конечный результат:
- 4 1
1ЧАС
+ 2
е-- → 4
2Он
+ 2
е+
+ 2
е-
+ 2
ν
е + 3
γ
+ 24,7 МэВ - → 4
2Он
+ 2
ν
е + 7
γ
+ 26,7 МэВ
- → 4
Позитроны почти мгновенно аннигилируют с электронами , выделяя энергию в виде гамма-лучей . Нейтрино убегают от звезды, унося часть энергии. [2] Одно ядро становится изотопами углерода, азота и кислорода в результате ряда превращений в бесконечной петле.
Цепочка протон-протон более заметна в звездах массой Солнца или меньше. Это различие происходит из-за различий в зависимости от температуры между двумя реакциями; pp-цепная реакция начинается при температуре около4 × 10 6 К [3] (4 мегакельвина), что делает его доминирующим источником энергии у меньших звезд. Самоподдерживающаяся цепочка CNO начинается примерно с15 × 10 6 К , но его выход энергии растет гораздо быстрее с повышением температуры [1], так что он становится доминирующим источником энергии примерно при17 × 10 6 К . [4]
Солнце имеет внутреннюю температуру около15,7 × 10 6 К , и только1,7% от4
Он
ядра, произведенные на Солнце, рождаются в цикле CNO.
Процесс CNO-I был независимо предложен Карлом фон Вайцзекером [5] [6] и Гансом Бете [7] [8] в конце 1930-х годов.
Первые отчеты об экспериментальном обнаружении нейтрино, производимых циклом CNO на Солнце, были опубликованы в 2020 году. Это также было первое экспериментальное подтверждение того, что Солнце имеет цикл CNO, что предложенная величина цикла была точной и что фон Вайцзеккер и Бете были правы. [2] [9] [10]
Холодные циклы CNO [ править ]
В типичных условиях звезд каталитическое горение водорода циклами CNO ограничено захватами протонов . В частности, шкала времени для бета-распада образовавшихся радиоактивных ядер быстрее, чем шкала времени для синтеза. Из-за длительных временных масштабов холодные циклы CNO медленно превращают водород в гелий, что позволяет им приводить в действие звезды в состоянии покоя в течение многих лет.
CNO-I [ править ]
Первый предложенный каталитический цикл для превращения водорода в гелий первоначально назывался углеродно-азотным циклом (CN-цикл), также называемым циклом Бете-Вайцзеккера в честь независимой работы Карла Фридриха фон Вайцзеккера в 1937-38 годах. [5] [6] и Ганс Бете . Работы Бете 1939 года о CN-цикле [7] [8] основывались на трех более ранних работах, написанных в сотрудничестве с Робертом Бахером и Милтоном Стэнли Ливингстоном [11] [12] [13] и которые стали неофициально известны как «Библия Бете».. В течение многих лет эта работа считалась стандартной работой по ядерной физике и стала важным фактором присуждения ему Нобелевской премии по физике 1967 года . [14] Первоначальные расчеты Бете предполагали, что CN-цикл был основным источником энергии Солнца. [7] [8] Этот вывод возник из убеждения, которое, как сейчас известно, ошибочно, что содержание азота на солнце составляет примерно 10%; на самом деле это меньше половины процента. [15] CN-цикл, названный так потому, что он не содержит стабильного изотопа кислорода, включает следующий цикл превращений: [15]
- 12 6C → 13 7N → 13 6C → 14 7N → 15 8О → 15 7N → 12
6C
Этот цикл теперь понимается как первая часть более крупного процесса, CNO-цикла, и основными реакциями в этой части цикла (CNO-I) являются: [15]
12
6C
+ 1
1ЧАС
→ 13
7N
+ γ + 1,95 МэВ 13
7N
→ 13
6C
+ е+ + νе + 1,20 МэВ ( период полураспада 9,965 минут [16] ) 13
6C
+ 1
1ЧАС
→ 14
7N
+
γ
+ 7,54 МэВ 14
7N
+ 1
1ЧАС
→ 15
8О
+
γ
+ 7,35 МэВ 15
8О
→ 15
7N
+
е+
+
ν
е+ 1,73 МэВ (период полураспада 2,034 минуты [16] ) 15
7N
+ 1
1ЧАС
→ 12
6C
+ 4
2Он
+ 4,96 МэВ
где ядро углерода-12, используемое в первой реакции, регенерируется в последней реакции. После того, как два испускаемых позитрона аннигилируют с двумя окружающими электронами, производя дополнительные 2,04 МэВ, общая энергия, выделяемая за один цикл, составляет 26,73 МэВ; в некоторых текстах авторы ошибочно включают энергию аннигиляции позитронов в значение Q бета-распада, а затем пренебрегают равным количеством энергии, высвобождаемой при аннигиляции, что приводит к возможной путанице. Все значения рассчитаны со ссылкой на Atomic Mass Evaluation 2003. [17]
Предельной (самой медленной) реакцией в цикле CNO-I является захват протона на14
7N
. В 2006 году он был экспериментально измерен до звездных энергий, что изменило расчетный возраст шаровых скоплений примерно на 1 миллиард лет. [18]
В нейтрино , испускаемые при бета - распаде будет иметь спектр диапазонов энергии, потому что , хотя импульс сохраняется , импульс может быть общим в любом случае между позитрон и нейтрино, либо испускается в состоянии покоя , а другой убирая полная энергия, или что - нибудь между ними, пока используется вся энергия из значения Q. Полный импульс, полученный электроном и нейтрино, недостаточно велик, чтобы вызвать значительную отдачу гораздо более тяжелого дочернего ядра [a]и, следовательно, его вкладом в кинетическую энергию продуктов для точности значений, приведенных здесь, можно пренебречь. Таким образом, нейтрино, испускаемое во время распада азота-13, может иметь энергию от нуля до 1,20 МэВ, а нейтрино, испускаемое при распаде кислорода-15, может иметь энергию от нуля до 1,73 МэВ. В среднем около 1,7 МэВ из общей выходной энергии уносится нейтрино для каждого цикла цикла, оставляя около 25 МэВ, доступных для создания светимости . [19]
CNO-II [ править ]
В второстепенной ветви вышеуказанной реакции, протекающей в ядре Солнца в 0,04% случаев, последняя реакция, включающая 15 7N показанный выше не производит углерод-12 и альфа-частицу, но вместо этого производит кислород-16 и фотон и продолжается
- 15 7N→16 8О→17 9F→17 8О→14 7N→15 8О→15
7N
В деталях:
15
7N
+ 1
1ЧАС
→ 16
8О
+
γ
+ 12,13 МэВ 16
8О
+ 1
1ЧАС
→ 17
9F
+
γ
+ 0,60 МэВ 17
9F
→ 17
8О
+
е+
+
ν
е+ 2,76 МэВ (период полураспада 64,49 секунды) 17
8О
+ 1
1ЧАС
→ 14
7N
+ 4
2Он
+ 1,19 МэВ 14
7N
+ 1
1ЧАС
→ 15
8О
+
γ
+ 7,35 МэВ 15
8О
→ 15
7N
+
е+
+
ν
е+ 2,75 МэВ (период полураспада 122,24 секунды)
Подобно углероду, азоту и кислороду, участвующим в основной ветви, фтор, образующийся в второстепенной ветви, является просто промежуточным продуктом; в установившемся состоянии он не накапливается в звезде.
CNO-III [ править ]
Эта субдоминантная ветвь значима только для массивных звезд. Реакции начинаются, когда одна из реакций в CNO-II приводит к фтору-18 и гамма вместо азота-14 и альфа, и продолжается.
- 17 8О → 18 9F → 18 8О → 15 7N → 16 8О → 17 9F → 17
8О
В деталях:
17
8О
+ 1
1ЧАС
→ 18
9F
+
γ
+ 5,61 МэВ 18
9F
→ 18
8О
+
е+
+
ν
е+ 1,656 МэВ (период полураспада 109,771 минут) 18
8О
+ 1
1ЧАС
→ 15
7N
+ 4
2Он
+ 3,98 МэВ 15
7N
+ 1
1ЧАС
→ 16
8О
+
γ
+ 12,13 МэВ 16
8О
+ 1
1ЧАС
→ 17
9F
+
γ
+ 0,60 МэВ 17
9F
→ 17
8О
+
е+
+
ν
е+ 2,76 МэВ (период полураспада 64,49 секунды)
CNO-IV [ править ]
Как и CNO-III, эта ветвь значима только для массивных звезд. Реакции начинаются, когда одна из реакций в CNO-III приводит к фтору-19 и гамма вместо азота-15 и альфа, и продолжается:18 8О→19 9F→16 8О→17 9F→17 8О→18 9F→18 8О
В деталях:
18
8О
+ 1
1ЧАС
→ 19
9F
+
γ
+ 7,994 МэВ 19
9F
+ 1
1ЧАС
→ 16
8О
+ 4
2Он
+ 8.114 МэВ 16
8О
+ 1
1ЧАС
→ 17
9F
+
γ
+ 0,60 МэВ 17
9F
→ 17
8О
+
е+
+
ν
е+ 2,76 МэВ (период полураспада 64,49 секунды) 17
8О
+ 1
1ЧАС
→ 18
9F
+
γ
+ 5,61 МэВ 18
9F
→ 18
8О
+
е+
+
ν
е+ 1,656 МэВ (период полураспада 109,771 минут)
В некоторых случаях 18
9F
может объединиться с ядром гелия, чтобы запустить натрий-неоновый цикл. [20]
Горячие циклы CNO [ править ]
В условиях более высоких температур и давлений, таких как новые звезды и рентгеновские вспышки , скорость захвата протонов превышает скорость бета-распада, что приводит к горению на линии протонной капельки . Основная идея состоит в том, что радиоактивные частицы захватят протон до того, как он сможет бета-распад, открывая новые пути ядерного горения, которые иначе недоступны. Из-за задействованных более высоких температур эти каталитические циклы обычно называют циклами горячего CNO; поскольку временные рамки ограничены бета-распадами, а не захватами протонов , их также называют циклами CNO с ограничением по бета. [ требуется разъяснение ]
HCNO-I [ править ]
Разница между циклом CNO-I и циклом HCNO-I заключается в том, что 13 7N захватывает протон вместо распада, что приводит к полной последовательности
- 12 6C→13 7N→14 8О→14 7N→15 8О→15 7N→12
6C
В деталях:
12
6C
+ 1
1ЧАС
→ 13
7N
+ γ + 1,95 МэВ 13
7N
+ 1
1ЧАС
→ 14
8О
+ γ + 4,63 МэВ 14
8О
→ 14
7N
+ е+ + νе + 5,14 МэВ ( период полураспада 70,641 секунды) 14
7N
+ 1
1ЧАС
→ 15
8О
+
γ
+ 7,35 МэВ 15
8О
→ 15
7N
+
е+
+
ν
е+ 2,75 МэВ (период полураспада 122,24 секунды) 15
7N
+ 1
1ЧАС
→ 12
6C
+ 4
2Он
+ 4,96 МэВ
HCNO-II [ править ]
Заметное различие между циклом CNO-II и циклом HCNO-II заключается в том, что 17 9F захватывает протон, а не распадается, и неон образуется в последующей реакции на 18 9F, что приводит к полной последовательности
- 15 7N→16 8О→17 9F→18 10Ne→18 9F→15 8О→15
7N
В деталях:
15
7N
+ 1
1ЧАС
→ 16
8О
+
γ
+ 12,13 МэВ 16
8О
+ 1
1ЧАС
→ 17
9F
+
γ
+ 0,60 МэВ 17
9F
+ 1
1ЧАС
→ 18
10Ne
+
γ
+ 3,92 МэВ 18
10Ne
→ 18
9F
+
е+
+
ν
е+ 4,44 МэВ (период полураспада 1,672 секунды) 18
9F
+ 1
1ЧАС
→ 15
8О
+ 4
2Он
+ 2,88 МэВ 15
8О
→ 15
7N
+
е+
+
ν
е+ 2,75 МэВ (период полураспада 122,24 секунды)
HCNO-III [ править ]
Альтернативой циклу HCNO-II является то, что 18 9F захватывает протон, движущийся к большей массе и используя тот же механизм производства гелия, что и цикл CNO-IV, как
- 18
9F
→19 10Ne→19 9F→16 8О→17 9F→18 10Ne→18
9F
В деталях:
18
9F
+ 1
1ЧАС
→ 19
10Ne
+
γ
+ 6,41 МэВ 19
10Ne
→ 19
9F
+
е+
+
ν
е+ 3,32 МэВ (период полураспада 17,22 секунды) 19
9F
+ 1
1ЧАС
→ 16
8О
+ 4
2Он
+ 8,11 МэВ 16
8О
+ 1
1ЧАС
→ 17
9F
+
γ
+ 0,60 МэВ 17
9F
+ 1
1ЧАС
→ 18
10Ne
+
γ
+ 3,92 МэВ 18
10Ne
→ 18
9F
+
е+
+
ν
е+ 4,44 МэВ (период полураспада 1,672 секунды)
Использование в астрономии [ править ]
В то время как общее количество «каталитических» ядер сохраняется в цикле, в звездной эволюции относительные пропорции ядер изменяются. Когда цикл доведен до равновесия, соотношение ядер углерод-12 / углерод-13 доводится до 3,5, и азот-14 становится наиболее многочисленным ядром, независимо от исходного состава. Во время эволюции звезды эпизоды конвективного перемешивания перемещают материал, в котором действует цикл CNO, изнутри звезды на поверхность, изменяя наблюдаемый состав звезды. Наблюдается, что красные звезды- гиганты имеют более низкие соотношения углерод-12 / углерод-13 и углерод-12 / азот-14, чем звезды главной последовательности , что считается убедительным доказательством функционирования цикла CNO. [цитата необходима ]
См. Также [ править ]
- Протон-протонная цепная реакция , наблюдаемая в маленьких звездах, таких как Солнце.
- Звездный нуклеосинтез , вся тема
- Тройной альфа-процесс , как12
C
производится из более легких ядер
Сноски [ править ]
- ^ Примечание: неважно, насколько малы инвариантные массы e и ν, потому что они уже достаточно малы, чтобы стать релятивистскими. Важно то, что дочернее ядро тяжелее по сравнению с p / c .
Ссылки [ править ]
- ^ a b Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (2005). Эволюция звезд и звездных популяций . Джон Уайли и сыновья . стр. 119 -121. ISBN 0-470-09220-3.
- ^ a b Agostini, M .; Altenmüller, K .; и другие. (Коллаборация BOREXINO) (25 июня 2020 г.). "Первые прямые экспериментальные доказательства нейтрино CNO" (PDF) . arXiv : 2006.15115 [ hep-ex ].
- ^ Рид, И. Нил; Хоули, Сюзанна Л. (2005). «Структура, образование и эволюция маломассивных звезд и коричневых карликов - генерация энергии» . Новый свет на темных звездах: красные карлики, маломассивные звезды, коричневые карлики . Книги Спрингера-Праксиса по астрофизике и астрономии (2-е изд.). Springer Science & Business Media . С. 108–111. ISBN 3-540-25124-3.
- ^ Шулер, SC; Кинг, младший; Л.-С. (2009). «Звездный нуклеосинтез в рассеянном скоплении Гиады». Астрофизический журнал . 701 (1): 837–849. arXiv : 0906.4812 . Полномочный код : 2009ApJ ... 701..837S . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 701/1/837 . S2CID 10626836 .
- ^ a b фон Вайцзеккер, Карл Ф. (1937). «Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne I» [О преобразованиях элементов в недрах звезды I]. Physikalische Zeitschrift . 38 : 176–191.
- ^ a b фон Вайцзеккер, Карл Ф. (1938). "Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne II" [О преобразованиях элементов во внутренностях звезд II]. Physikalische Zeitschrift . 39 : 633–646.
- ^ a b c Бете, Ганс А. (1939). «Производство энергии в звездах» . Физический обзор . 55 (1): 541–7. Полномочный код : 1939PhRv ... 55..103B . DOI : 10.1103 / PhysRev.55.103 . PMID 17835673 .
- ^ a b c Бете, Ганс А. (1939). «Производство энергии в звездах» . Физический обзор . 55 (5): 434–456. Полномочный код : 1939PhRv ... 55..434B . DOI : 10.1103 / PhysRev.55.434 . PMID 17835673 .
- ^ Agostini, M .; Altenmüller, K .; Appel, S .; Атрощенко, В .; Багдасарян, З .; Basilico, D .; Bellini, G .; Benziger, J .; Biondi, R .; Браво, Д .; Каччанига, Б. (25 ноября 2020 г.). «Экспериментальное свидетельство нейтрино, произведенных в цикле синтеза CNO на Солнце» . Природа . 587 (7835): 577–582. DOI : 10.1038 / s41586-020-2934-0 . ISSN 1476-4687 . PMID 33239797 .
Таким образом, этот результат открывает путь к прямому измерению металличности Солнца с использованием нейтрино CNO. Согласно нашим результатам, относительный вклад синтеза CNO на Солнце составляет порядка 1%;
- ^ "Нейтрино дают первые экспериментальные доказательства доминирования каталитического синтеза во многих звездах" . Phys.org . Проверено 26 ноября 2020 года .
Покар отмечает: «Подтверждение того, что CNO горит на нашем солнце, где он работает только на один процент, укрепляет нашу уверенность в том, что мы понимаем, как работают звезды».
- ^ Бете, Ханс А .; Бачер, Роберт (1936). "Ядерная физика, A: Стационарные состояния ядер" (PDF) . Обзоры современной физики . 8 (2): 82–229. Bibcode : 1936RvMP .... 8 ... 82В . DOI : 10.1103 / RevModPhys.8.82 .
- ^ Бете, Ганс А. (1937). «Ядерная физика, B: Ядерная динамика, теоретическая». Обзоры современной физики . 9 (2): 69–244. Bibcode : 1937RvMP .... 9 ... 69В . DOI : 10.1103 / RevModPhys.9.69 .
- ^ Бете, Ханс А .; Ливингстон, Милтон С. (1937). "Ядерная физика, C: Ядерная динамика, экспериментальная". Обзоры современной физики . 9 (2): 245–390. Bibcode : 1937RvMP .... 9..245L . DOI : 10.1103 / RevModPhys.9.245 .
- ↑ Барди, Джейсон Сократ (23 января 2008 г.). «Достопримечательности: что заставляет звезды сиять?» . Физический обзор . 21 (3). DOI : 10.1103 / physrevfocus.21.3 . Проверено 26 ноября 2018 года .
- ^ a b c Крейн, Кеннет С. (1988). Введение в ядерную физику . Джон Вили и сыновья . п. 537 . ISBN 0-471-80553-X.
- ^ a b Рэй, Алак (2010). «Массивные звезды как термоядерные реакторы и их взрывы после коллапса активной зоны» . В Госвами, Аруна; Редди, Б. Эсвар (ред.). Принципы и перспективы космохимии . Springer Science & Business Media . п. 233. ISBN. 9783642103681.
- ^ Wapstra, Aaldert; Ауди, Жорж (18 ноября 2003 г.). «Оценка атомной массы 2003 г.» . Центр данных по атомным массам . Проверено 25 октября 2011 года .
- ^ Lemut, A .; Беммерер, Д .; Confortola, F .; Bonetti, R .; Broggini, C .; Corvisiero, P .; и другие. (Сотрудничество LUNA) (2006). «Первое измерение сечения 14 N (p, γ) 15 O до 70 кэВ». Физика Письма Б . 634 (5–6): 483–487. arXiv : nucl-ex / 0602012 . Bibcode : 2006PhLB..634..483L . DOI : 10.1016 / j.physletb.2006.02.021 . S2CID 16875233 .
- ^ Шеффлер, Гельмут; Эльзэссер, Ханс (1990). Die Physik der Sterne und der Sonne [ Физика звезд и Солнца ]. Bibliographisches Institut (Мангейм, Вена, Цюрих). ISBN 3-411-14172-7.
- ^ https://core.ac.uk/download/pdf/31144835.pdf
Дальнейшее чтение [ править ]
- Бете, HA (1939). «Производство энергии в звездах» . Физический обзор . 55 (5): 434–56. Полномочный код : 1939PhRv ... 55..434B . DOI : 10.1103 / PhysRev.55.434 . PMID 17835673 .
- Ибен, И. (1967). «Звездная эволюция в основной последовательности и за ее пределами». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 5 : 571–626. Bibcode : 1967ARA & A ... 5..571I . DOI : 10.1146 / annurev.aa.05.090167.003035 .
