цикл CNO
Цикл CNO ( углерод - азот - кислород ; иногда называемый циклом Бете-Вайцзеккера в честь Ганса Альбрехта Бете и Карла Фридриха фон Вайцзеккера ) является одним из двух известных наборов синтеза реакций , с помощью которых звезды превращают водород в гелий , другой — протон. –протонная цепная реакция (цикл p–p), которая более эффективна 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, в которой расходуются все ее составляющие, цикл CNO является каталитическим циклом . В цикле CNO четыре протона сливаются, используя изотопы углерода , азота и кислорода в качестве катализаторов, каждый из которых расходуется на одном этапе цикла CNO, но регенерируется на более позднем этапе. Конечным продуктом является одна альфа-частица ( стабильное ядро гелия ), два позитрона и два электронных нейтрино .
В циклах CNO задействованы различные альтернативные пути и катализаторы, но все эти циклы имеют один и тот же конечный результат:
- 4 1
1 час
+ 2
и −- → 4
2 Он
+ 2
и +
+ 2
и −
+ 2
н
и + 3
с
+ 24,7 МэВ - → 4
2 Он
+ 2
н
и + 7
с
+ 26,7 МэВ
- → 4
Позитроны почти мгновенно аннигилируют вместе с электронами , высвобождая энергию в виде гамма-лучей . Нейтрино вылетают из звезды, унося с собой часть энергии. [2] Одно ядро превращается в изотопы углерода, азота и кислорода посредством ряда преобразований в повторяющемся цикле.
Цепочка протон-протон более заметна у звезд с массой Солнца или меньше. Это различие обусловлено различиями в температурной зависимости между двумя реакциями; pp-цепная реакция начинается при температуре около 4 × 10 6 К [3] (4 мегакельвина), что делает его доминирующим источником энергии в меньших звездах. Самоподдерживающаяся цепочка CNO начинается примерно с 15 × 10 6 K , но его выходная энергия растет гораздо быстрее с повышением температуры. [1] так что он становится доминирующим источником энергии примерно при 17 × 10 6 К. [4]
Солнца Температура ядра составляет около 15,7 × 10 6 К , и только 1,7 % 4
Он
Ядра, образующиеся на Солнце,рожденный в цикле CNO.
Процесс CNO-I был независимо предложен Карлом фон Вайцзеккером. [5] [6] и Ганс Бете [7] [8] в конце 1930-х годов.
Первые сообщения об экспериментальном обнаружении нейтрино, образующихся в цикле CNO на Солнце, были опубликованы в 2020 году коллаборацией BOREXINO . Это было также первое экспериментальное подтверждение того, что у Солнца есть цикл CNO, что предложенная величина цикла верна и что фон Вайцзеккер и Бете были правы. [2] [9] [10]
Холодные циклы CNO [ править ]
В типичных условиях звезд каталитическое горение водорода в циклах CNO ограничивается захватом протонов . В частности, время бета-распада образующихся радиоактивных ядер быстрее, чем время синтеза. Из-за длительных временных рамок холодные циклы CNO медленно преобразуют водород в гелий, что позволяет им питать звезды в спокойном равновесии в течение многих лет.
ЦНО-И [ править ]
Первый предложенный каталитический цикл 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 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 Робертом Бэчером и Милтоном Стэнли Ливингстоном. [11] [12] [13] и которая стала неофициально известна как «Библия Бете» . На протяжении многих лет эта работа считалась стандартной работой по ядерной физике и сыграла важную роль в присуждении 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 сейчас считается ошибочным, что содержание азота на Солнце составляет примерно 10%; на самом деле это менее 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
6 С
+ 1
1 час
→ 13
7 Н
+
с
+ 1,95 МэВ 13
7 Н
→ 13
6 С
+
и +
+
н
и+ 1,20 МэВ ( период полураспада 9,965 минут [16] ) 13
6 С
+ 1
1 час
→ 14
7 Н
+
с
+ 7,54 МэВ 14
7 Н
+ 1
1 час
→ 15
8 О
+
с
+ 7,35 МэВ 15
8 О
→ 15
7 Н
+
и +
+
н
и+ 1,73 МэВ (период полураспада 122,24 секунды [16] ) 15
7 Н
+ 1
1 час
→ 12
6 С
+ 4
2 Он
+ 4,96 МэВ
где ядро углерода-12, использованное в первой реакции, регенерируется в последней реакции. После того, как два испущенных 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 позитрона в число бета-распада добротностей , а затем пренебрегают равным количеством энергии, выделяемой при аннигиляции, что приводит к возможной путанице. Все значения рассчитаны со ссылкой на оценку атомной массы 2003 года. [17]
Лимитирующей (самой медленной) реакцией в цикле CNO-I является захват протона на 14
7 Н
. В 2006 году она была экспериментально измерена до звездной энергии, что изменило расчетный возраст шаровых скоплений примерно на 1 миллиард лет. [18]
Нейтрино , испускаемые при бета-распаде, будут иметь спектр энергетических диапазонов, потому что, хотя импульс сохраняется , импульс может быть каким-либо образом разделен между позитроном и нейтрино, при этом один из них испускается в состоянии покоя, а другой забирает полную энергию, или что-то еще. между ними, пока используется вся энергия Q-значения. Суммарный импульс, полученный позитроном и нейтрино, недостаточно велик, чтобы вызвать значительную отдачу гораздо более тяжелого дочернего ядра. [а] и, следовательно, его вкладом в кинетическую энергию продуктов для точности приведенных здесь значений можно пренебречь. Так, нейтрино, испускаемое при распаде 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 от общего выхода энергии забирают нейтрино за каждый цикл цикла, оставляя около 25 МэВ доступными для создания светимости . [19]
ЦНО-II [ править ]
В второстепенной ветви вышеупомянутой реакции, происходящей в ядре Солнца 0,04% времени, последняя реакция включает 15
7 Н
показано выше, не производит углерод-12 и альфа-частицу, а вместо этого производит кислород-16 и фотон и продолжает
Подробно:
15
7 Н
+ 1
1 час
→ 16
8 О
+
с
+ 12,13 МэВ 16
8 О
+ 1
1 час
→ 17
99F
+
с
+ 0,60 МэВ 17
99F
→ 17
8 О
+
и +
+
н
и+ 2,76 МэВ (период полураспада 64,49 секунды) 17
8 О
+ 1
1 час
→ 14
7 Н
+ 4
2 Он
+ 1,19 МэВ 14
7 Н
+ 1
1 час
→ 15
8 О
+
с
+ 7,35 МэВ 15
8 О
→ 15
7 Н
+
и +
+
н
и+ 2,75 МэВ (период полураспада 122,24 секунды)
Подобно углероду, азоту и кислороду, участвующим в основной ветви, фтор, образующийся в второстепенной ветви, является всего лишь промежуточным продуктом; в установившемся состоянии он не накапливается в звезде.
ЦНО-III [ править ]
Эта субдоминантная ветвь значима только для массивных звезд. Реакции начинаются, когда одна из реакций в CNO-II приводит к образованию фтора-18 и фотона вместо азота-14 и альфа-частицы и продолжается.
Подробно:
17
8 О
+ 1
1 час
→ 18
99F
+
с
+ 5,61 МэВ 18
99F
→ 18
8 О
+
и +
+
н
и+ 1,656 МэВ (период полураспада 109,771 мин ) 18
8 О
+ 1
1 час
→ 15
7 Н
+ 4
2 Он
+ 3,98 МэВ 15
7 Н
+ 1
1 час
→ 16
8 О
+
с
+ 12,13 МэВ 16
8 О
+ 1
1 час
→ 17
99F
+
с
+ 0,60 МэВ 17
99F
→ 17
8 О
+
и +
+
н
и+ 2,76 МэВ (период полураспада 64,49 с )
ЦНО-IV [ править ]
Как и CNO-III, эта ветвь значима только для массивных звезд. Реакции начинаются, когда одна из реакций в CNO-III приводит к образованию фтора-19 и фотона вместо азота-15 и альфа-частицы и продолжается.
Подробно:
18
8 О
+ 1
1 час
→ 19
99F
+
с
+ 7,994 МэВ 19
99F
+ 1
1 час
→ 16
8 О
+ 4
2 Он
+ 8,114 МэВ 16
8 О
+ 1
1 час
→ 17
99F
+
с
+ 0,60 МэВ 17
99F
→ 17
8 О
+
и +
+
н
и+ 2,76 МэВ (период полураспада 64,49 секунды) 17
8 О
+ 1
1 час
→ 18
99F
+
с
+ 5,61 МэВ 18
99F
→ 18
8 О
+
и +
+
н
и+ 1,656 МэВ (период полураспада 109,771 минут)
В некоторых случаях 18
99F
может объединиться с ядром гелия, чтобы начать цикл натрий-неон. [20]
Горячие циклы CNO [ править ]
В условиях более высокой температуры и давления, например, в новых и рентгеновских вспышках , скорость захвата протонов превышает скорость бета-распада, сдвигая горение к линии капель протонов . Основная идея заключается в том, что радиоактивные частицы захватят протон до того, как он сможет бета-распасться, открывая новые пути ядерного горения, которые иначе были бы недоступны. Из-за более высоких температур эти каталитические циклы обычно называют горячими циклами CNO; поскольку временные рамки ограничены бета-распадами, а не захватом протонов , их также называют бета-ограниченными циклами CNO. [ нужны разъяснения ]
HCNO-I [ править ]
Разница между циклом CNO-I и циклом HCNO-I заключается в том, что 13
7 Н
захватывает протон вместо распада, что приводит к полной последовательности
Подробно:
12
6 С
+ 1
1 час
→ 13
7 Н
+
с
+ 1,95 МэВ 13
7 Н
+ 1
1 час
→ 14
8 О
+
с
+ 4,63 МэВ 14
8 О
→ 14
7 Н
+
и +
+
н
и+ 5,14 МэВ ( период полураспада 70,641 секунды) 14
7 Н
+ 1
1 час
→ 15
8 О
+
с
+ 7,35 МэВ 15
8 О
→ 15
7 Н
+
и +
+
н
и+ 2,75 МэВ (период полураспада 122,24 секунды) 15
7 Н
+ 1
1 час
→ 12
6 С
+ 4
2 Он
+ 4,96 МэВ
HCNO-II [ править ]
Заметное различие между циклом CNO-II и циклом HCNO-II заключается в том, что 17
99F
захватывает протон, а не распадается, и в последующей реакции на нем образуется неон. 18
99F
, что приводит к полной последовательности
Подробно:
15
7 Н
+ 1
1 час
→ 16
8 О
+
с
+ 12,13 МэВ 16
8 О
+ 1
1 час
→ 17
99F
+
с
+ 0,60 МэВ 17
99F
+ 1
1 час
→ 18
10 Не
+
с
+ 3,92 МэВ 18
10 Не
→ 18
99F
+
и +
+
н
и+ 4,44 МэВ (период полураспада 1,672 секунды) 18
99F
+ 1
1 час
→ 15
8 О
+ 4
2 Он
+ 2,88 МэВ 15
8 О
→ 15
7 Н
+
и +
+
н
и+ 2,75 МэВ (период полураспада 122,24 секунды)
HCNO-III [ править ]
Альтернативой циклу HCNO-II является то, что 18
99F
захватывает протон, движущийся в сторону большей массы и использующий тот же механизм производства гелия, что и цикл CNO-IV, что и
Подробно:
18
99F
+ 1
1 час
→ 19
10 Не
+
с
+ 6,41 МэВ 19
10 Не
→ 19
99F
+
и +
+
н
и+ 3,32 МэВ (период полураспада 17,22 секунды) 19
99F
+ 1
1 час
→ 16
8 О
+ 4
2 Он
+ 8,11 МэВ 16
8 О
+ 1
1 час
→ 17
99F
+
с
+ 0,60 МэВ 17
99F
+ 1
1 час
→ 18
10 Не
+
с
+ 3,92 МэВ 18
10 Не
→ 18
99F
+
и +
+
н
и+ 4,44 МэВ (период полураспада 1,672 секунды)
Использование в астрономии [ править ]
В то время как общее число «каталитических» ядер сохраняется в цикле, в звездной эволюции относительные пропорции ядер изменяются. Когда цикл доводится до равновесия, соотношение ядер углерода-12/углерода-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 действовал цикл CNO, из недр звезды на поверхность, изменяя наблюдаемый состав звезды. красных гигантов Наблюдается, что звезды имеют более низкие соотношения углерода-12/углерода-13 и углерода-12/азота-14, чем звезды главной последовательности , что считается убедительным доказательством существования цикла CNO. [21]
См. также [ править ]
- Анейтронный синтез
- Холодный синтез
- Сила термоядерного синтеза
- Ядерный синтез
- Протон-протонная цепочка , обнаруженная в таких звездах, как Солнце.
- Звездный нуклеосинтез , вся тема
- Процесс тройного альфа , как это сделать 12
С
образуется 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 ]
- ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (2005). Эволюция звезд и звездного населения . Джон Уайли и сыновья . стр. 119–121 . ISBN 0-470-09220-3 .
- ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Агостини, М.; Альтенмюллер, К.; и др. (Коллаборация BOREXINO) (25 июня 2020 г.). «Экспериментальные доказательства образования нейтрино в термоядерном цикле CNO на Солнце». Природа . 587 (7835): 577–582. arXiv : 2006.15115 . Бибкод : 2020Natur.587..577B . дои : 10.1038/s41586-020-2934-0 . ПМИД 33239797 . S2CID 227174644 .
- ^ Рид, И. Нил; Хоули, Сюзанна Л. (2005). «Структура, формирование и эволюция маломассивных звезд и коричневых карликов – Генерация энергии» . Новый взгляд на темные звезды: красные карлики, звезды малой массы, коричневые карлики . Книги Springer-Praxis по астрофизике и астрономии (2-е изд.). Springer Science & Business Media . стр. 108–111. ISBN 3-540-25124-3 .
- ^ Шулер, Южная Каролина; Кинг, младший; Л.-С. (2009). «Звездный нуклеосинтез в рассеянном скоплении Гиады». Астрофизический журнал . 701 (1): 837–849. arXiv : 0906.4812 . Бибкод : 2009ApJ...701..837S . дои : 10.1088/0004-637X/701/1/837 . S2CID 10626836 .
- ^ Jump up to: Перейти обратно: а б фон Вайцзеккер, Карл Ф. (1937). «О трансформациях элементов в недрах звезд I». Физический журнал . 38 : 176–191.
- ^ Jump up to: Перейти обратно: а б фон Вайцзекер, Карл Ф. (1938). «О трансформациях элементов в недрах звезд II». Физический журнал . 39 :633-646.
- ^ Jump up to: Перейти обратно: а б с Бете, Ганс А. (1939). «Производство энергии в звездах» . Физический обзор . 55 (1): 541–7. Бибкод : 1939PhRv...55..103B . дои : 10.1103/PhysRev.55.103 . ПМИД 17835673 .
- ^ Jump up to: Перейти обратно: а б с Бете, Ганс А. (1939). «Производство энергии в звездах» . Физический обзор . 55 (5): 434–456. Бибкод : 1939PhRv...55..434B . дои : 10.1103/PhysRev.55.434 . ПМИД 17835673 .
- ^ Агостини, М.; Альтенмюллер, К.; Аппель, С.; Атрощенко В.; Багдасарян З.; Базилико, Д.; Беллини, Дж.; Бензигер, Дж.; Бионди, Р.; Браво, Д.; Каччанига, Б. (25 ноября 2020 г.). «Экспериментальные доказательства образования нейтрино в термоядерном цикле CNO на Солнце» . Природа . 587 (7835): 577–582. arXiv : 2006.15115 . Бибкод : 2020Natur.587..577B . дои : 10.1038/s41586-020-2934-0 . ISSN 1476-4687 . ПМИД 33239797 . S2CID 227174644 .
Таким образом, этот результат открывает путь к прямому измерению металличности Солнца с использованием CNO-нейтрино. Наши результаты количественно определяют, что относительный вклад синтеза CNO на Солнце составляет порядка 1 процента;
- ^ «Нейтрино дают первое экспериментальное свидетельство катализированного синтеза, преобладающего во многих звездах» . физ.орг . Проверено 26 ноября 2020 г.
Покар отмечает: «Подтверждение того, что CNO горит на нашем Солнце, где его мощность составляет всего один процент, укрепляет нашу уверенность в том, что мы понимаем, как работают звезды».
- ^ Бете, Ганс А .; Бахер, Роберт (1936). «Ядерная физика, А: Стационарные состояния ядер» (PDF) . Обзоры современной физики . 8 (2): 82–229. Бибкод : 1936РвМП....8...82Б . дои : 10.1103/RevModPhys.8.82 .
- ^ Бете, Ганс А. (1937). «Ядерная физика, B: Ядерная динамика, теоретическая». Обзоры современной физики . 9 (2): 69–244. Бибкод : 1937РвМП....9...69Б . дои : 10.1103/RevModPhys.9.69 .
- ^ Бете, Ганс А .; Ливингстон, Милтон С. (1937). «Ядерная физика, C: Ядерная динамика, экспериментальная». Обзоры современной физики . 9 (2): 245–390. Бибкод : 1937РвМП....9..245Л . дои : 10.1103/RevModPhys.9.245 .
- ^ Барди, Джейсон Сократ (23 января 2008 г.). «Ориентиры: что заставляет звезды сиять?» . Фокус физического обзора . Том. 21, нет. 3. дои : 10.1103/physrevfocus.21.3 . Проверено 26 ноября 2018 г.
- ^ Jump up to: Перейти обратно: а б с Крейн, Кеннет С. (1988). Введение в ядерную физику . Джон Уайли и сыновья . п. 537 . ISBN 0-471-80553-Х .
- ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Рэй, Алак (2010). «Массивные звезды как термоядерные реакторы и их взрывы после коллапса ядра» . У Госвами — Аруна; Редди, Б. Эсвар (ред.). Принципы и перспективы космохимии . Springer Science & Business Media . п. 233. ИСБН 9783642103681 .
- ^ Вапстра, Алдерт; Ауди, Жорж (18 ноября 2003 г.). «Оценка атомной массы 2003 года» . Центр данных по атомной массе. Архивировано из оригинала 28 сентября 2011 года . Проверено 25 октября 2011 г.
- ^ Лемут, А.; Беммерер, Д.; Конфортола, Ф.; Бонетти, Р.; Брогджини, К.; Корвизьеро, П.; и др. (Сотрудничество LUNA) (2006). «Первое измерение 14 Н(п,с) 15 Сечение O до 70 кэВ». Physics Letters B. 634 ( 5–6): 483–487. arXiv : nucl-ex/0602012 . Бибкод : 2006PhLB..634..483L . doi : 10.1016/j.physletb. 2006.02.021 . S2CID 16875233 .
- ^ Шеффлер, Гельмут; Эльсэссер, Ганс (1990). звезд Физика Солнца и Библиографический институт (Мангейм, Вена, Цюрих). ISBN 3-411-14172-7 .
- ^ Депало, Розанна. «Цикл неон-натрий: исследование реакции 22Ne(p, γ)23Na при астрофизических энергиях» (PDF) . Архивировано из оригинала (PDF) 28 июля 2020 года . Проверено 16 апреля 2020 г.
- ^ Маркс и Сарна (декабрь 1998 г.). «Химическая эволюция вторичных звезд в тесных двойных системах, возникающая в результате эволюции общей оболочки и вспышек новых» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 301 (3): 699–720. Бибкод : 1998МНРАС.301..699М . дои : 10.1046/j.1365-8711.1998.02039.x .
Дальнейшее чтение [ править ]
- Бете, ХА (1939). «Производство энергии в звездах» . Физический обзор . 55 (5): 434–56. Бибкод : 1939PhRv...55..434B . дои : 10.1103/PhysRev.55.434 . ПМИД 17835673 .
- Ибен, И. (1967). «Звездная эволюция внутри и за пределами Главной последовательности». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 5 : 571–626. Бибкод : 1967ARA&A...5..571I . дои : 10.1146/annurev.aa.05.090167.003035 .
