கா.நை.ஆ சுழற்சி
[[Image:CNO Cycle.svg|300px|right|thumbnail|கா.நை.ஆ-I சுழற்சி ஒரு பார்வை]]
 '''[[கரிமம்]]–[[நைட்ரசன்]]–[[ஆக்சிசன்]] சுழற்சி''', சுருக்கமாக '''க.நை.ஆ சுழற்சி''' (''[[கரிமம்|C]][[நைதரசன்|N]][[ஆக்சிசன்|O]] cycle'') என்பது [[ஐதரசன்|ஐதரசனை]] [[ஈலியம்|ஈலியமாக]] மாற்றுவதற்குப் பயன்படும் கார்பன், நைட்ரசன் மற்றும் [[ஆக்சிசன்]] முதலிய தனிமங்கள் பங்குபெறும் ஒர் [[அணுக்கரு இணைவு]] வினையாகும்.  [[விண்மீன்]]கள் பயன்படுத்துகின்ற இம்முறை அறியப்பட்டுள்ள இரண்டு அணுக்கரு இணைவு வினைகளில் ஒன்றாகும். புரோட்டான் –புரோட்டான் தொடர்வினை மற்றொரு அணுக்கரு முறையாகும். புரோட்டான் –புரோட்டான் தொடர் வினை போலல்லாமல்,  கா.நை.ஆ சுழற்சி வினையானது, ஒரு [[வினையூக்கி]]யின் உதவியுடன் நிகழ்கின்ற பலபடிநிலை சுழற்சி வினையாகும். விண்மீன்களின் ஆற்றலுக்கு கா.நை.ஆ சுழற்சியே மிகமுக்கியமான மேலதிக [[ஆற்றல்]] மூலமாகும். சூரியனின் நிறையைக் காட்டிலும் 1.3 மடங்கு அதிக ஆற்றலை விண்மீன்களுக்கு இச்சுழற்சி அளிப்பதாகக் கருதப்படுகிறது&lt;ref name=salaris_cassini2005/&gt;. சூரியனின் அதிகநிறை மற்றும் குறைநிறை நிகழ்வுகளில் புரோட்டான் –புரோட்டான் தொடர்வினையும் மிகமுக்கியமான பங்கு வகிக்கிறது. வெப்பநிலை சார்ந்த இவ்வேறுபாடுகள், இரண்டு வினைகள் இடையே உருவாகும் [[வெப்பநிலை]]  வேறுபாடுகளில் இருந்து எழுவதாகும்; புபு தொடர் வினை சுமார் 4×10&lt;sup&gt;6&lt;/sup&gt; [[கெல்வின்|கெ]] ( 4 மெகா கெல்வின்) வெப்பநிலையில் வினையைத் தொடங்குகிறது.&lt;ref&gt;{{citation
  | first1=I. Neill | last1=Reid | last2=Suzanne L. | first2=Hawley
  | title=New light on dark stars: red dwarfs, low-mass stars, brown dwarfs
  | series=Springer-Praxis books in astrophysics and astronomy
  | edition=2nd | publisher=Springer | year=2005
  | isbn=3-540-25124-3 | page=108
  | url=http://books.google.com/books?id=o7pe7Fp4JaAC&amp;pg=PA108 }}&lt;/ref&gt;.சிறிய நட்சத்திரங்களின் ஆற்றலுக்கு இவ்வினை ஆற்றல் மூலமாக மேலாதிக்கம் செலுத்துகிறது. அதேவேளையில் கா.நை.ஆ தொடர் வினைகள் சுயமாகவே 15×10&lt;sup&gt;6&lt;/sup&gt; [[கெல்வின்|கெ]] வெப்பநிலையில் வினையைத் தொடங்குகின்றன.&lt;ref name=salaris_cassini2005&gt;{{citation
  | first1=Maurizio | last1=Salaris | first2=Santi | last2=Cassisi
  | title=Evolution of stars and stellar populations
  | publisher=John Wiley and Sons | year=2005 | isbn=0-470-09220-3 | pages=119–121
  | url=http://books.google.com/books?id=p4ojTNkcFx8C&amp;pg=PA119 }}&lt;/ref&gt;. ஆனால் வெளியிடப்படும் ஆற்றலின் அளவு அபரிமிதமான வெப்பநிலை உயர்வுடன் அதிகரிக்கிறது. சுமார் 17×10&lt;sup&gt;6&lt;/sup&gt; [[கெல்வின்|கெ]] வெப்பநிலையில் கா.நை.ஆ தொடர் வினை மேலாதிக்கம் செய்யும் ஆற்றல் மூலமாக மாறுகிறது.&lt;ref&gt;{{cite journal
  | last=Schuler |first=S. C.
  | last2=King |first2=J. R.
  | last3=The |first3=L.-S.
  | year=2009
  | title=Stellar Nucleosynthesis in the Hyades Open Cluster
  | journal=[[The Astrophysical Journal]]
  | volume=701 | issue=1 | pages=837&amp;ndash;849
  | arxiv=0906.4812
  | bibcode=2009ApJ...701..837S
  | doi=10.1088/0004-637X/701/1/837
 }}&lt;/ref&gt;. சூரியனின் உள்ளக வெப்பநிலை 15.7×106 கெல்வின் ஆகும். சூரியனில் உருவாகும் 4He உட்கருவில் 1.7% மட்டுமே கா.நை.ஆ சுழற்சி வினையினால் பிறக்கின்றன. முதலாவது கா.நை.ஆ செயல்முறையை (கா.நை.ஆ-I) [[காரல் வோன் பிரடெரிக் வெய்சோக்கர்|காரல் வோன் வெய்சோக்கர்]]&lt;ref&gt;
 {{cite journal
  |last=von Weizsäcker |first=C. F.
  |title=Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne II
  |journal=[[Physikalische Zeitschrift]]
  |volume=39 |year=1938 |pages=633–46
 }}&lt;/ref&gt; மற்றும் [[ஹன்ஸ் பேடா|ஆன்சு பேடா]] &lt;ref name=&quot;BetheBible&quot;&gt;
 {{cite journal
  |last=Bethe |first=H. A.
  |year=1939
  |title=Energy Production in Stars
  |journal=[[Physical Review]]
  |volume=55 |issue=5 |pages=434–56
  |bibcode=1939PhRv...55..434B
  |doi= 10.1103/PhysRev.55.434
 }}&lt;/ref&gt; ஆகியோர் முறையே 1938 மற்றும் 1939 ஆம் ஆண்டுகளில் தனித்தனியாக முன்மொழிந்தனர்.
  
 கா.நை.ஆ. சுழற்சி வினையில் [[கார்பன்]], [[நைட்ரசன்]] மற்றும் [[ஆக்சிசன்|ஆக்சிசனின்]] ஓரிடத்தான்களை வினையூக்கியாகப்  பயன்படுத்தி  நான்கு புரோட்டான்கள் உருகுகின்றன, இதனால் ஒரு [[ஆல்ஃபா துகள்]] இரண்டு [[பாசிட்ரான் துகள்]]கள் மற்றும் இரண்டு [[எலக்ட்ரான் நியூட்ரினோ]]க்கள் உற்பத்தியாகின்றன. கா.நை.ஆ. சுழற்சி வினையில் பல்வேறு வகையான வினையூக்கிகள் மற்றும் பாதைகள் பங்கேற்றாலும், சுருக்கமாகச் சொல்வதென்றால் இறுதியில் உண்டாகும் நிகர விளைவில் எந்த மாற்றமும் இல்லை எனலாம்.
 
 :4 {{Nuclide2|Hydrogen|1}} &amp;nbsp;+&amp;nbsp; 2 {{SubatomicParticle|Electron}} &amp;nbsp;→&amp;nbsp; {{Nuclide2|Helium|4}} &amp;nbsp;+&amp;nbsp; 2 {{SubatomicParticle|Positron}} &amp;nbsp;+&amp;nbsp; 2 {{SubatomicParticle|Electron}} &amp;nbsp;+&amp;nbsp; 2 {{SubatomicParticle|Electron neutrino}} &amp;nbsp;+&amp;nbsp; 3 {{SubatomicParticle|Gamma}} &amp;nbsp;+&amp;nbsp; 24.7 MeV &amp;nbsp;→&amp;nbsp; {{Nuclide2|Helium|4}} &amp;nbsp;+&amp;nbsp; 2 {{SubatomicParticle|Electron neutrino}} &amp;nbsp;+&amp;nbsp; 3 {{SubatomicParticle|Gamma}} &amp;nbsp;+&amp;nbsp; 26.7 MeV
  
 உடனடியாக [[எலக்ட்ரான் – பாசிட்ரான் அழிவு|பாசிட்ரோன்கள் எலக்ட்ரான்களுடன் அழிக்கப்பட்டு]], [[காமா கதிர்]]கள் வடிவில் சக்தியை வெளியிடுகின்றன,  நியூட்ரினோக்கள் சிறிதளவு ஆற்றலை எடுத்துக் கொண்டு விண்மீனிலிருந்து  தப்பித்து வெளியேறுகின்றன. ஒர் உட்கரு  முடிவில்லாத சுழற்சி வினைகளால் மாற்றங்கள் அடைந்து கார்பன், நைட்ரசன், மற்றும் ஆக்சிசன் [[ஓரிடத்தான்]]களாக மாறுகிறது.
 
 == குளிர் கா.நை.ஆ. சுழற்சி ==
 
 விண்மீன்களில் காணப்படும் சிலவகையான குறிப்பிட்ட சூழல்களில் கா.நை.ஆ. சுழற்சி வினையால் எரிக்கப்படும் வினையூக்கி ஐதரசன் புரோட்டான்களை ஈர்ப்பதன் மூலம் கட்டுப்படுத்தப்படுகிறது. அணுக்கரு இணைவுக்கு ஆகும் கால அளவை விட வினையில் உருவான கதிரியக்க உட்கருக்களின் [[பீட்டா சிதைவு]] வினை விரைவாக நிகழ்கிறது. ஏனெனில், நீண்ட கால வரையளவுகள் இங்கு பங்குபெறுகின்றன. ஐதரசனை மெதுவாக ஈலியமாக மாற்றும் குளிர் கா.நை.ஆ. சுழற்சி வினைகள், சக்தி மிக்க விண்மீன்களை பல ஆண்டுகளுக்கு  அமைதிச் சமநிலையில் வைத்திருக்க அனுமதிக்கின்றன..
 
 == கா.நை.ஆ – I ==
 
 ஐதரசனை ஈலியமாக மாற்றுவதற்காக முதலில் முன்வைக்கப்பட்ட முன்மொழிவுகள் கார்பன் – நைட்ரசன் சுழற்சி என்ற பெயராலேயே அழைக்கப்பட்டன. முன்மொழிந்தவர்கள் பெயர்களான  பேடா-வெய்சோக்கர் சுழற்சி என்ற பெயராலும் அழைக்கப்பட்டது, ஏனெனில், இச்சுழற்சியில் நிலையான ஆக்சிசன் ஓரிடத்தானின் பங்களிப்பு இல்லை. கா.நை சுழற்சிதான் சூரியனுக்கு முதன்மையான ஆற்றல் மூலம் என்று பேடாவின் அசலான கணக்கீடுகள் பரிந்துரைத்தன&lt;ref name=&quot;BetheBible&quot; /&gt;. சூரியன் 10% நைட்ரசனால் ஆனது என்ற நம்பிக்கை இதனால் விளைந்தது. தற்பொழுதுதான் சூரியனில் உள்ள நைட்ரசனின் அளவு அரை சதவீதத்திற்கும் குறைவு என்பது உணரப்பட்டுள்ளது. எனவே, கார்பன் நைட்ரசன் சுழற்சி என்பது கா.நை.ஆ அணுக்கருக்களின் எரிதல் வினை என்ற மிகப்பெரிய வலைத்திட்டத்தின் முதலாவது பகுதி என்பதும் தெளியப்பட்டுள்ளது. கா.நை.ஆ சுழற்சி வினையின் முக்கியமான வினைகள் வருமாறு:{{Nuclide2|carbon|12|link=yes}}→{{Nuclide2|nitrogen|13|link=yes}}→{{Nuclide2|carbon|13|link=yes}}→{{Nuclide2|nitrogen|14|link=yes}}→{{Nuclide2|oxygen|15|link=yes}}→{{Nuclide2|nitrogen|15|link=yes}}→{{Nuclide2|carbon|12}}:&lt;ref name=&quot;Krane&quot;&gt;
 {{Cite book
  |last=Krane |first=K. S.
  |year=1988
  |title=Introductory Nuclear Physics
  |page=537
  |publisher=[[John Wiley &amp; Sons]]
  |isbn=0-471-80553-X
 }}&lt;/ref&gt;
 &lt;!-- Autogenerated using Phykiformulae 0.12 [[User:SkyLined#Phykiformulae]] corrected by [[User:DAID]]
  C-12 + H -&gt; N-13 + y  _ _  + 1.95 [[மெகா எலக்ட்ரான் வோல்ட்|மெ.எ.வோ]]
  N-13 _ _ -&gt; C-13 + e+ + ve + 1.20 [[மெகா எலக்ட்ரான் வோல்ட்|மெ.எ.வோ]] 
  C-13 + H -&gt; N-14 + y  _ _  + 7.54 [[மெகா எலக்ட்ரான் வோல்ட்|மெ.எ.வோ]]
  N-14 + H -&gt; O-15 + y  _ _  + 7.35 [[மெகா எலக்ட்ரான் வோல்ட்|மெ.எ.வோ]]
  O-15 _ _ -&gt; N-15 + e+ + ve + 2.75 [[மெகா எலக்ட்ரான் வோல்ட்|மெ.எ.வோ]] 
  N-15 + H -&gt; C-12 + He _ _  + 4.96 [[மெகா எலக்ட்ரான் வோல்ட்|மெ.எ.வோ]]
 --&gt;
 :{| border=&quot;0&quot;
 |- style=&quot;height:2em;&quot;
 |{{Nuclide2|carbon|12}}&amp;nbsp;||+&amp;nbsp;||{{Nuclide2|hydrogen|1}}&amp;nbsp;||→&amp;nbsp;||{{Nuclide2|nitrogen|13}}&amp;nbsp;||+&amp;nbsp;||{{SubatomicParticle|link=yes|Gamma}}&amp;nbsp;||&amp;nbsp;||&amp;nbsp;||+&amp;nbsp;||1.95&amp;nbsp;[[மெகா எலக்ட்ரான் வோல்ட்|மெ.எ.வோ]]
 |- style=&quot;height:2em;&quot;
 |{{Nuclide2|nitrogen|13}}&amp;nbsp;||&amp;nbsp;||&amp;nbsp;||→&amp;nbsp;||{{Nuclide2|carbon|13}}&amp;nbsp;||+&amp;nbsp;||{{SubatomicParticle|link=yes|Positron}}&amp;nbsp;||+&amp;nbsp;||{{SubatomicParticle|link=yes|Electron Neutrino}}&amp;nbsp;||+&amp;nbsp;||1.20&amp;nbsp;[[மெகா எலக்ட்ரான் வோல்ட்|மெ.எ.வோ]] ||([[அரைவாழ்வுக் காலம்]] 9.965 நிமிடங்கள் &lt;ref name=&quot;half-life-cn&quot;&gt;[http://books.google.com/books?id=gCr9WVH0utwC&amp;pg=PA233 Principles and Perspectives in Cosmochemistry], Springer, 2010, {{ISBN|9783642103681}}, page 233&lt;/ref&gt;)
 |- style=&quot;height:2em;&quot;
 |{{Nuclide2|carbon|13}}&amp;nbsp;||+&amp;nbsp;||{{Nuclide2|hydrogen|1}}&amp;nbsp;||→&amp;nbsp;||{{Nuclide2|nitrogen|14}}&amp;nbsp;||+&amp;nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&amp;nbsp;||&amp;nbsp;||&amp;nbsp;||+&amp;nbsp;||7.54&amp;nbsp;[[மெகா எலக்ட்ரான் வோல்ட்|மெ.எ.வோ]]
 |- style=&quot;height:2em;&quot;
 |{{Nuclide2|nitrogen|14}}&amp;nbsp;||+&amp;nbsp;||{{Nuclide2|hydrogen|1}}&amp;nbsp;||→&amp;nbsp;||{{Nuclide2|oxygen|15}}&amp;nbsp;||+&amp;nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&amp;nbsp;||&amp;nbsp;||&amp;nbsp;||+&amp;nbsp;||7.35&amp;nbsp;[[மெகா எலக்ட்ரான் வோல்ட்|மெ.எ.வோ]]
 |- style=&quot;height:2em;&quot;
 |{{Nuclide2|oxygen|15}}&amp;nbsp;||&amp;nbsp;||&amp;nbsp;||→&amp;nbsp;||{{Nuclide2|nitrogen|15}}&amp;nbsp;||+&amp;nbsp;||{{SubatomicParticle|Positron}}&amp;nbsp;||+&amp;nbsp;||{{SubatomicParticle|Electron Neutrino}}&amp;nbsp;||+&amp;nbsp;||1.73&amp;nbsp;[[மெகா எலக்ட்ரான் வோல்ட்|மெ.எ.வோ]]||(அரைவாழ்வுக் காலம் 122.24 நிமிடங்கள் &lt;ref name=&quot;half-life-cn&quot;/&gt;)
 |- style=&quot;height:2em;&quot;
 |{{Nuclide2|nitrogen|15}}&amp;nbsp;||+&amp;nbsp;||{{Nuclide2|hydrogen|1}}&amp;nbsp;||→&amp;nbsp;||{{Nuclide2|carbon|12}}&amp;nbsp;||+&amp;nbsp;||{{Nuclide2|helium|4}}&amp;nbsp;||&amp;nbsp;||&amp;nbsp;||+&amp;nbsp;||4.96&amp;nbsp;[[மெகா எலக்ட்ரான் வோல்ட்|மெ.எ.வோ]]
 |}
 
 முதலாவது வினையில் பயன்படுத்தப்படும் கார்பன் – 12 உட்கருவானது கடைசி வினையில் மீண்டும் உற்பத்தி செய்யப்படுகிறது. சூழலில் உள்ள எலக்ட்ரான்கள் உமிழப்படும் பாசிட்ரான்களை முற்றிலும் அழித்து கூடுதலாக 2.04 மெகா எலக்ட்ரான் வோல்ட் ஆற்றலை உற்பத்தி செய்கின்றன. ஆக ஒரு சுழற்சியில் வெளியிடப்படும் ஆற்றலின் மொத்த அளவு 26.73 மெ.எ.வோ ஆகும். சிலர், பீட்டா சிதைவின் கியூ மதிப்புடன் பாசிட்ரான் அழிப்பு ஆற்றல் மதிப்பை தவறுதலாக சேர்த்த பின்னர், அழித்தலின் போது வெளியிடப்படும் ஆற்றலுக்குச் சமமான மதிப்பை விட்டுவிடுவர். இக்கணக்கீட்டில் குழப்பம் விளைய வாய்ப்பு ஏற்படுகிறது. அனைத்து மதிப்புகளும் 2003 ஆம் ஆண்டின் அணுநிறை மதிப்பாய்வு அடிப்படையில் கணக்கிடப்படுகின்றன&lt;ref&gt;{{cite web |url=http://amdc.in2p3.fr/web/masseval.html |title=The 2003 Atomic Mass Evaluation |last1=Wapstra |first1=Aaldert |last2=Audi |first2=Georges |date=18 November 2003 |publisher=Atomic Mass Data Center |accessdate=25 October 2011 |archive-date=28 செப்டம்பர் 2011 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110928003450/http://amdc.in2p3.fr/web/masseval.html |url-status= }}&lt;/ref&gt;
 
 == மேற்கோள்கள் ==
 {{reflist}}
 
 == உசாத்துணை ==
 
 *{{cite journal
  |last=Bethe |first=H. A.
  |year=1939
  |title=Energy Production in Stars
  |journal=[[Physical Review]]
  |volume=55 |issue=5 |pages=434–56
  |bibcode=1939PhRv...55..434B
  |doi= 10.1103/PhysRev.55.434
 }}
 *{{cite journal
  |last=Iben |first=I.
  |year=1967
  |title=Stellar Evolution Within and off the Main Sequence
  |url=https://archive.org/details/sim_annual-review-of-astronomy-and-astrophysics_1967_5/page/571 |journal=[[Annual Review of Astronomy and Astrophysics]]
  |volume=5 |pages=571
  |bibcode=1967ARA&amp;A...5..571I
  |doi=10.1146/annurev.aa.05.090167.003035
 }}
 
 [[பகுப்பு:அணுக்கரு இணைவு]]