Цикл CNO - CNO cycle
В Цикл CNO (за углерод –азот –кислород ) является одним из двух известных наборов слияние реакции по которому звезды конвертировать водород к гелий, другой - протон-протонная цепная реакция (цикл p-p), который более эффективен на солнце внутренняя температура. Предполагается, что цикл CNO доминирует у звезд, которые более чем в 1,3 раза превышают массивный как Солнце.[1]
В отличие от протон-протонной реакции, которая потребляет все составляющие, цикл CNO представляет собой каталитический цикл. В цикле CNO четыре протоны плавятся, используя изотопы 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 - один альфа-частица (конюшня гелий ядро), два позитроны, и два электронные 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 аннигилировать с электронами, высвобождая энергию в виде гамма излучение. Нейтрино убегают от звезды, унося часть энергии.[2] Одно ядро превращается в изотопы углерода, азота и кислорода в результате ряда превращений в бесконечном цикле.
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 около 4×106 K[3] (4 мегакельвина), что делает его основным источником энергии у более мелких звезд. Самоподдерживающаяся цепочка CNO начинается примерно с 15×106 K, но его выход энергии растет намного быстрее с повышением температуры[1] так что он становится доминирующим источником энергии примерно на 17×106 K.[4]
Солнце имеет основной температура около 15.7×106 K, и только 1.7% из 4
Он
Ядра, образующиеся на Солнце, рождаются в цикле CNO.
В CNO-I процесс был независимо предложен Карл фон Вайцзеккер[5][6] и Ганс Бете[7][8] в конце 1930-х гг.
Первые отчеты об экспериментальном обнаружении нейтрино, произведенных 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 является точной и что фон Вайцзеккер и Бете были правы.[2][9][10]
Холодные циклы CNO
В типичных условиях звезд каталитическое горение водорода циклами CNO ограничено захват протонов. В частности, шкала времени для бета-распад из радиоактивные ядра производится быстрее, чем по шкале времени для слияния. 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
Первый предложенный каталитический цикл для превращения водорода в гелий первоначально назывался углеродно-азотным циклом (CN-цикл), также называемый циклом Бете-Вейцзеккера в честь независимой работы Карл фон Вайцзеккер в 1937-38 гг.[5][6] и Ганс Бете. Статьи Бете 1939 года о CN-цикле[7][8] опирался на три более ранние статьи, написанные в сотрудничестве с Роберт Бахер и Милтон Стэнли Ливингстон[11][12][13] и который стал неофициально известен как "Библия Бете". В течение многих лет эта работа считалась стандартной работой по ядерной физике и стала важным фактором, позволившим ему получить премию. Нобелевская премия 1967 года по физике.[14] Первоначальные расчеты Бете предполагали, что CN-цикл был основным источником энергии Солнца.[7][8] Этот вывод возник из того, что сейчас известно как ошибочное мнение: обилие азота на солнце составляет примерно 10%, когда на самом деле меньше половины процента.[15] CN-цикл, названный так потому, что он не содержит стабильного изотопа кислорода, включает следующий цикл превращений:[15]
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+
+
ν
е+ 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 двух позитроны испускаются уничтожать с двумя окружающими электронами, производящими дополнительные 2,04 МэВ, полная энергия, выделяемая за один цикл, составляет 26,73 МэВ; в некоторых текстах авторы ошибочно включают энергию аннигиляции позитронов в число бета-распад Q-значение а затем пренебрежение равным количеством энергии, высвобождаемой при аннигиляции, что может привести к путанице. Все значения рассчитаны со ссылкой на Atomic Mass Evaluation 2003.[17]
Предельной (самой медленной) реакцией в цикле CNO-I является захват протонов на 14
7N
. В 2006 году он был экспериментально измерен до звездных энергий, уточняя расчетный возраст шаровые скопления примерно на 1 миллиард лет.[18]
В нейтрино испускаемый в бета-распаде будет иметь спектр диапазонов энергии, потому что хотя импульс сохраняется, импульс может быть разделен любым способом между позитроном и нейтрино, при этом он либо излучается в состоянии покоя, а другой забирает полную энергию, либо что-то среднее между ними, при условии, что используется вся энергия из значения Q. Общая импульс полученный электроном и нейтрино недостаточно велик, чтобы вызвать значительную отдачу тяжелее дочернее ядро[а] 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 общей выходной энергии уносится нейтрино для каждой петли цикла, оставляя около 25 МэВ, доступных для производства яркость.[19]
CNO-II
В второстепенной ветви вышеуказанной реакции, происходящей 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
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)
Как углерод, азот и кислород, входящие в основную ветвь, фтор произведенный в второстепенной отрасли - это просто промежуточный продукт; в установившемся состоянии он не накапливается в звезде.
CNO-III
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.
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
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 цикл натрий-неон[20]
Горячие циклы CNO
В условиях более высокой температуры и давления, например, в новые и рентгеновские вспышки, скорость захвата протонов превышает скорость бета-распада, подталкивая горение к протонная капельная линия. 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; потому что временные рамки ограничены бета-распадом, а не захват протонов, их также называют циклами CNO с ограничением по бета-версии.[требуется разъяснение ]
HCNO-I
Разница между циклом CNO-I и циклом HCNO-I заключается в том, что 13
7N
захватывает протон вместо распада, что приводит к полной последовательности
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+
+
ν
е+ 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
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
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
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
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
В то время как общее количество «каталитических» ядер сохраняется в цикле, в звездная эволюция изменяются относительные пропорции ядер. Когда цикл доведен до равновесия, соотношение ядер углерод-12 / углерод-13 доводится до 3,5, и азот-14 становится самым многочисленным ядром, независимо от исходного состава. Во время эволюции звезды эпизоды конвективного перемешивания перемещают материал, в котором работает цикл CNO, изнутри звезды на поверхность, изменяя наблюдаемый состав звезды. красный гигант звезды имеют более низкие отношения углерода-12 / углерода-13 и углерода-12 / азота-14, чем главная последовательность звезд, что считается убедительным свидетельством работы цикла CNO.[нужна цитата ]
Смотрите также
- Звездный нуклеосинтез, вся тема
- Тройной альфа-процесс, как 12
C
производится из более легких ядер
Сноски
- ^ Примечание: неважно, насколько малы инвариантные массы e и ν, потому что они уже достаточно малы, чтобы сделать обе частицы релятивистскими. Важно то, что дочернее ядро тяжелее по сравнению с п/c .
Рекомендации
- ^ а б Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (2005). Эволюция звезд и звездных популяций. Джон Уайли и сыновья. стр.119 –121. ISBN 0-470-09220-3.
- ^ а б Agostini, M .; Altenmüller, K .; и другие. (Коллаборация BOREXINO) (25 июня 2020 г.). "Первое прямое экспериментальное свидетельство 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.
- ^ Schuler, S.C .; King, J.R .; Л.-С. (2009). «Звездный нуклеосинтез в рассеянном скоплении Гиады». Астрофизический журнал. 701 (1): 837–849. arXiv:0906.4812. Bibcode:2009ApJ ... 701..837S. Дои:10.1088 / 0004-637X / 701/1/837. S2CID 10626836.
- ^ а б фон Вайцзеккер, Карл Ф. (1937). "Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne I" [О преобразованиях элементов во внутренностях звезд I]. Physikalische Zeitschrift. 38: 176–191.CS1 maint: несколько имен: список авторов (связь)
- ^ а б фон Вайцзеккер, Карл Ф. (1938). "Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne II" [О преобразованиях элементов во внутренностях звезд II]. Physikalische Zeitschrift. 39: 633–646.CS1 maint: несколько имен: список авторов (связь)
- ^ а б c Бете, Ханс А. (1939). «Производство энергии в звездах». Физический обзор. 55 (1): 541–7. Bibcode:1939ПхРв ... 55..103Б. Дои:10.1103 / PhysRev.55.103. PMID 17835673.
- ^ а б c Бете, Ханс А. (1939). «Производство энергии в звездах». Физический обзор. 55 (5): 434–456. Bibcode:1939ПхРв ... 55..434Б. Дои: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.). «Экспериментальные доказательства нейтрино, произведенных в цикле синтеза CNO на Солнце». Природа. 587 (7835): 577–582. Дои:10.1038 / s41586-020-2934-0. ISSN 1476-4687.
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 первое экспериментальное доказательство доминирования каталитического синтеза во многих звездах». Phys.org. Получено 26 ноября 2020.
Покар отмечает: «Подтверждение того, что CNO горит на нашем солнце, где он действует 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:1936РвМП .... 8 ... 82Б. Дои:10.1103 / RevModPhys.8.82.
- ^ Бете, Ханс А. (1937). «Ядерная физика, B: Ядерная динамика, теоретическая». Обзоры современной физики. 9 (2): 69–244. Bibcode:1937РвМП .... 9 ... 69Б. Дои: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:1937РвМП .... 9..245Л. Дои:10.1103 / RevModPhys.9.245.
- ^ Барди, Джейсон Сократ (23 января 2008 г.). «Достопримечательности: что заставляет звезды сиять?». Физический обзор. 21 (3). Дои:10.1103 / Physrevfocus.21.3. Получено 26 ноября 2018.
- ^ а б c Крейн, Кеннет С. (1988). Введение в ядерную физику. Джон Уайли и сыновья. п.537. ISBN 0-471-80553-X.
- ^ а б 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 атомных масс. Получено 25 октября 2011.
- ^ Lemut, A .; Беммерер, Д .; Confortola, F .; Bonetti, R .; Broggini, C .; Corvisiero, P .; и другие. (Сотрудничество LUNA) (2006). "Первое измерение 14N (p, γ)15O сечение до 70 кэВ ». Письма по физике B. 634 (5–6): 483–487. arXiv:nucl-ex / 0602012. Bibcode:2006ФЛБ..634..483Л. Дои: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
- Бете, Х.А. (1939). «Производство энергии в звездах». Физический обзор. 55 (5): 434–56. Bibcode:1939ПхРв ... 55..434Б. Дои: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. Дои:10.1146 / annurev.aa.05.090167.003035.