Јаглеродно-азотно-кислороден циклус

Јаглеродно-азотно-кислороден циклус или CNO-циклус (понекогаш Бете–Вајцзекеров циклус ) — 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.

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    +   2 
   →      +      +   
   →      +      +   26,7 MeV

Позитроните речиси веднаш се поништуваат со електроните, ослободувајќи енергија во облик на гама-зраци. Неутроните се ослободуваат од ѕвездата, со себе одведувајќи извесна енергија. Потоа едно јадро станува изотопи на јаглеродот, азотот и кислородотпо пат на преобразби во повторувачки циклус.

мини|десно|300п|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 мегакелвини), што го прави преовладувачки извор на енергија кај помалите ѕвезди. Самоодржлив CNO-ланец почнува на околу , но излезната енергија се покачува многу побргу со повишените температури така што станува преовладувачки извор на енергија of energy на приближно .

Сонцето има јадрена температура од , а само  од јадрата на  произведени во Сонцето настануваат во CNO-циклусот.

Процесот CNO-I бил независно предложен од Карл Фридрих фон Вајцзекер и Ханс Бете 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.

 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. и Ханс Бете. Трудовите на Бете за овој циклус од 1939 г. се повикуваат на три претходни труда напишани во соработка со Роберт Бечер и Милтон Стенли Ливингстон 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. Првичните пресметки на Бете укажуваат на CN-циклус како главен извор на енергија на Сонцето. Овој заклучок се заснова на денес побиена претпоставка дека застапеноста на азот во Сонцето изнесува околу 10 %; таа всушност е помала од 0,5 %. CN-циклусот нема стабилен изотоп на кислород и го подразбира следниов циклус на преобразби:
    →     →     →      →      →      →   

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:

{| border="0"
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| || || ||→ || ||+ || ||+ || ||+ || ||(полураспад за 9,965 минути)
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| || || ||→ || ||+ || ||+ || ||+ ||||(полураспад за 122,24 секунди)
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|}
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 , 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.

Ограничувачката (најбавна) реакција во циклусот CNO-I е протонскиот зафат на . Во 2006 г. тој бил опитно измерен до ѕвездени енергии, со што е заклучено дека староста на збиените јата е впрочем милијарда години.

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 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 , а она излачено при распад на кислород-15 може да има од 0 до . Во просек неутрината одведуваат 1,7 MeV произведена енергија за секое исполнување на циклусот, оставајќи околу  за создавање на сјајност.

 CNO-II 
Во споредна гранка на гореизложената реакција која се одвива во Сончевото јадро во 0,04 % од времето, конечната реакција со  покажана погоре не произведува јаглерод-12 и алфа-честичка, туку дава кислород-16 и фотон, па продолжува

Подробно:

:{| border="0"
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| || || ||→ || ||+ || ||+ || ||+ ||||(полураспад за 64,49 секунди)
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| || || ||→ || ||+ || ||+ || ||+ ||||(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 
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:

{| border="0"
|- style="height:2em;"
| || +   || || →   || || +   ||   ||   ||   || +   || 
|- style="height:2em;"
|   ||   ||   || →   ||   || +   ||   || +   ||   || +   ||  || (полураспад за )
|- style="height:2em;"
|   || +   ||    || →  ||    || +   ||    ||  ||   || +  || 
|- style="height:2em;"
|   || +   ||   || →  ||   || +   ||    ||   ||   || +   || 
|- style="height:2em;"
|    || +   ||   || →   ||    || +   ||    ||   ||   || +   || 
|- style="height:2em;"
|   ||   ||   || →  ||   || +  ||    || +   ||    || +   ||  || (полураспад за )
|}

 CNO-IV 
мини|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

Подробно:

{| border="0"
| || + || ||→ || || + || || || || + ||
|-
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| || || ||→ || ||+ || ||+ || ||+ ||||(полураспад за 64,49 секунди)
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| || || ||→ || ||+ || ||+ || ||+ ||||(полураспад за 109,771 минути)
|- style="height:2em;"
|}

Во некои случаи  може да се здружи со хелиумско јадро за да отпочне натриумско-неонски циклус.

 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  зафаќа протон наместо да се распадне. Ова води до вкупната низа
→→→→→→

Подробно:

{| border="0"
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| || || ||→ || ||+ || ||+ || ||+ ||||(полураспад за 70,641 секунди)
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| || || ||→ || ||+ || ||+ || ||+ ||||(полураспад за 122,24 секунди)
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|}

 HCNO-II 
Забележливата разлика помеѓу циклусите CNO-II и HCNO-II е во тоа што  зафаќа протон наместо да се распадне, па во подоцнежна реакција  се добива неон. Ова води до вкупната низа

→→→→→→

Подробно:

{| border="0"
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| || || ||→ || ||+ || ||+ || ||+ ||||(полураспад за 1,672 секунди)
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| || || ||→ || ||+ || ||+ || ||+ ||||(полураспад за 122,24 секунди)
|}

 HCNO-III 
Алтернатива на циклусот HCNO-II се јавува кога  зафаќа протон кој оди кон повисока маса и кога се користи истиот механизам за производство на хелиум како циклус CNO-IV како
→→→→→→

Подробно:

{| border="0"
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| || || ||→ || ||+ || ||+ || ||+ ||||(полураспад за 17,22 секунди)
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || || || ||+ ||
|- style="height:2em;"
| || || ||→ || ||+ || ||+ || ||+ ||||(полураспад за 1,672 секунди)
|}

 Примена во астрономијата 
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.

 Поврзано 
 Ладно соединување
 Енергија од јадрено соединување
 Јадрено соединување
 Протонско-протонска реакција
 Ѕвездена нуклеосинтеза
 Троен алфа-процес

Белешки

 Наводи 

Категорија:Јадрено соединување
Категорија:Јаглерод
Категорија:Азот
Категорија:Кислород
Категорија:Флуор
Категорија:Неон
Категорија:Нуклеосинтеза