Chu trình CNO

Chu trình CNO (cho carbon–nitrogen–oxygen) là một trong hai chuỗi phản ứng nhiệt hạch mà các ngôi sao chuyển hydrogen về helium, chuỗi còn lại là chuỗi phản ứng proton–proton (phản ứng dây chuyền pp). Không như chuỗi pp, chu trình CNO là một chu trình xúc tác. Nó đóng góp chính trong các ngôi sao nặng gấp 1.3 lần khối lượng Mặt Trời. (4&nbsp;megakelvin), nó cũng là nguồn năng lượng chính trong các ngôi sao nhỏ. Chuỗi CNO tự duy trì bắt đầu ở khoảng , nhưng năng lượng sinh ra nhanh hơn rất nhiều với sự tăng nhiệt độ do đó nó trở thành nguồn năng lượng chính ở khoảng .
Mặt Trời có nhiệt độ lõi khoảng , và chỉ hạt nhân 4He trong Mặt Trời được sinh ra từ chu trình CNO. Chu trình CNO loại I là quá trình được đề xuất một cách độc lập bởi Carl von Weizsäcker và Hans Bethe đã được vẽ lên 3 trang giấy cùng với Robert Bacher và Milton Stanley Livingston và nó còn được biết đến một cách trang trọng là "Kinh thánh của Bethe." Nó đã được xem như chủ đề nóng bỏng trong vật lý hạt nhân trong nhiều năm và là một yếu tố giúp ông nhận Giải Nobel Vật lý năm 1967. Các tính toán ban đầu của Bethe đã gợi ra chu trình CN là nguồn năng lượng chính của Mặt Trời. Chu trình này được hiểu là phần đầu tiên trong một chu trình lớn hơn là chu trình CNO, và nhiều phản ứng chính trong phần này của chu trình (CNO loại I) là:)
|- style="height:2em;"
|13C&nbsp;||+&nbsp;||1H&nbsp;||→&nbsp;||14N&nbsp;||+&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||7.54&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|14N&nbsp;||+&nbsp;||1H&nbsp;||→&nbsp;||15O&nbsp;||+&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||7.35&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|15O&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||→&nbsp;||15N&nbsp;||+&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||1.73&nbsp;MeV||(thời gian bán rã là 122.24 giây

Phản ứng giới hạn (chậm nhất) trong chu trình CNO loại I là quá trình bắt proton bởi 14N. Năm 2006 nó được đo bằng thực nghiệm ở năng lượng sao, tính toán tuổi của các cụm sao cầu khoảng 1 tỉ năm.

Các neutrino phát ra trong phân rã beta sẽ có phổ năng lượng mặc dù động lượng được bảo toàn, động lượng có thể được chia theo cách phụ thuộc vào positron và neutrino, với một trong hai phát ra ở trạng thái nghỉ và hạt còn lại mang hết năng lượng đi, hoặc miễn là toàn bộ năng lượng từ giá trị Q được sử dụng. Động lượng toàn phần được nhận bởi electron và neutrino không đủ lớn do hiệu ứng giật lùi đàng kể của hạt nhân con có khối lượng nặng hơn và do đó, đóng góp của động năng các hạt sản phẩm, với các giá trị cho trước ở đây, có thể được bỏ qua. Do vậy neutrino phát ra suốt quá trình phân rã nitrogen-13 có thể có năng lượng từ không lên tới 1.20&nbsp;MeV, và neutrino phát ra suốt phân rã oxygen-15 có thể có năng lượng từ không lên tới 1.73&nbsp;MeV. Lấy trung bình, khoảng 1.7&nbsp;MeV năng lượng toàn phần được lấy đi bởi các neutrino cho mỗi vòng của chu trình, bỏ lại khoảng 25&nbsp;MeV cho việc tạo ra sự phát quang.

Chu trình CNO loại II
Trong một nhánh phụ của phản ứng trên, xảy ra trong lõi Mặt Trời khoảng thời gian 0.04%, phản ứng cuối cùng liên quan đến 15N cho thấy ở trên không sản xuất carbon-12 và một hạt alpha nhưng thay vào đó sẽ sản xuất ra oxygen-16 và một photon và tiếp tục 15N→16O→17F→17O→14N→15O→15N:

:

Giống như carbon, nitrogen và oxygen trong nhánh chính, fluorine được tạo ra trong nhánh phụ hiếm khi là sản phẩm trung gian và ở trạng thái ổn định, không tích trữ trong ngôi sao.

Chu trình CNO loại III
Nhánh phụ này chỉ đóng góp trong các sao nặng. Các phản ứng được bắt đầu khi một trong các phản ứng của CNO loại II tạo ra fluorine-18 và gamma thay vì tạo nitrogen-14 và alpha, và tiếp tục 17O→18F→18O→15N→16O→17F→17O:
:

Chu trình CNO loại IV

Giống như CNO loại III, nhánh này cũng chỉ đóng góp trong các sao nặng. Các phản ứng được bắt đầu khi một trong các phản ứng trong CNO loại III tạo ra fluorine-19 và gamma thay vì nitrogen-15 và alpha, và tiếp tục 18O→19F→16O→17F→17O→18F→18O:
:

Các chu trình CNO nóng
Dưới điều kiện nhiệt độ và áp suất cao hơn, như là nhiệt độ và áp suất được tìm thấy ở tân tinh và bùng nổ tia X, tốc độ bắt proton vượt quá tốc tộc phân rã beta, đẩy sự đốt lên đường nhỏ giọt proton. Ý tưởng chính là một loại phòng xạ sẽ bắt một proton trước khi nó phân rã beta, mở ra quá trình đốt hạt nhân mới mà không thể thực hiện ngược lại được. Do nhiệt độ cao hơn nên các chu trình xúc tác này còn được gọi là các chu trình CNO nóng; vì thời gian bị giới hạn bởi các phân rã beta thay vì các quá trình bắt proton, chúng cũng được gọi là các chu trình CNO bị giới hạn bởi beta.

Chu trình HCNO loại I
Sự khác nhau giữa chu trình CNO loại I và chu trình HCNO loại I là 13N bắt một proton thay vì phân rã, dẫn đến chuỗi toàn phần 12C→13N→14O→14N→15O→15N→12C:
:

Chu trình HCNO loại II
Sự khác biệt đáng chú ý giữa chu trình CNO loại II và chu trình HCNO loại II là 17F bắt một proton thay vì phân rã, và neon được tạo ra trong phản ứng tiếp theo lên 18F, dẫn đến chuỗi toàn phần 15N→16O→17F→18Ne→18F→15O→15N:
:

Chu trình HCNO loại III
Khác với chu trình HCNO loại II là 18F bắt một proton để về hạt nhân khối lượng lớn hơn và sử dụng cơ chế sản phẩm helium giống như chu trình CNO loại IV 18F→19Ne→19F→16O→17F→18Ne→18F:
:

Sử dụng trong thiên văn
Trong khi số lượng toàn phần hạt nhân "xúc tác" được bảo toàn trong chu trình, trong sự tiến hóa của sao tỉ lệ các hạt nhân bị thay đổi. Khi chu trình đạt trạng thái cân bằng, tỉ số hạt nhân carbon-12/carbon-13 có xu hướng về 3.5, và nitrogen-14 trở thành hạt nhân có số lượng nhiều nhất, bất chấp sự tổng hợp ban đầu. Suốt quá trình tiến hóa của sao, sự trộn lẫn đối lưu giữa các tỉ số, trong đó chu trình CNO được vận hành, từ bên trong ngôi sao ra bề mặt, khác với sự tổng hợp quan sát được của ngôi sao. Các sao kềnh đỏ được nhận định khi có tỉ số carbon-12/carbon-13 và carbon-12/nitrogen-14 thấp hơn so với các sao trên dãy chính, nó được xem là bằng chứng cho sự hoạt động của chu trình CNO.

Xem thêm
Chủ đề bao quát về Tổng hợp hạt nhân của sao
Quá trình 3-alpha, làm thế nào 12C được tạo ra từ các hạt nhân nhẹ hơn

Tham khảo

Đọc thêm