Ciclo CNO

Logaritmo da produção de energia relativa (ε) de proton-proton (p–p), CNO e triplica-α processos de fusão a diferentes temperaturas (T). A linha tracejada mostra a geração de energia combinada dos processos p-p e CNO dentro de uma estrela.

O ciclo cno (para carbono -nitrogênio -oxigênio; às vezes chamado Bethe - Weizsäcker ciclo depois que Hans Albrecht Bethe e Carl Friedrich von Weizsäcker) é um dos dois conhecidos Conjuntos de reações de fusão pelas quais as estrelas convertem hidrogênio em hélio, sendo o outro a reação em cadeia de próton -próton (ciclo P -P), que é mais eficiente na temperatura central do sol. A hipótese do ciclo CNO é dominante em estrelas que são mais de 1,3 vezes mais enorme que o Sol.

Ao contrário da reação de próton-próton, que consome todos os seus constituintes, o ciclo CNO é um ciclo catalítico. No ciclo CNO, quatro prótons se fundem, usando isótopos de carbono, nitrogênio e oxigênio como catalisadores, cada um dos quais é consumido em uma etapa do ciclo CNO, mas re-gerado em uma etapa posterior. O produto final é uma partícula alfa (um núcleo estável de hélio), dois pósitrons e dois neutrinos de elétrons.

Existem vários caminhos alternativos e catalisadores envolvidos nos ciclos CNO, todos esses ciclos têm o mesmo resultado líquido:

4 ¹
₁H. H. H.
+ 2
e^{- Sim.}

→ ⁴
₂Ele.
+ 2
e⁺
+ 2
e^{- Sim.}
+ 2
Processo
_e + 3
γ
+ 24.7 MeV

→ ⁴
₂Ele.
+ 2
Processo
_e + 7
γ
+ 26.7 MeV

Os pósitrons quase instantaneamente aniquilarem com elétrons, liberando energia na forma de raios gama. Os neutrinos escapam da estrela, levando alguma energia. Um núcleo passa a se tornar isótopos de carbono, nitrogênio e oxigênio através de várias transformações em um loop infinito.

Visão geral do Ciclo CNO-I

A cadeia de próton -próton é mais proeminente nas estrelas a massa do sol ou menos. Essa diferença deriva das diferenças de dependência da temperatura entre as duas reações; A reação da cadeia PP começa em temperaturas em torno de 4 × 10 6 k (4 megakelvin), tornando -a a fonte de energia dominante em estrelas menores. Uma cadeia CNO autônoma começa aproximadamente 15 × 10 6 k , mas sua produção de energia aumenta muito mais rapidamente com temperaturas crescentes para que se torne a fonte dominante de energia aproximadamente 17 × 10 6 k .

O sol tem uma temperatura central em torno de 15.7 × 10 6 k e somente 1,7% de 4He núcleos produzidos no sol estão Nascido no ciclo CNO.

O processo CNO-I foi proposto de forma independente por Carl von Weizsäcker e Hans Bethe no final da década de 1930.

Os primeiros relatos da detecção experimental dos neutrinos produzidos pelo ciclo CNO ao sol foram publicados em 2020. Essa também foi a primeira confirmação experimental de que o Sol tinha um ciclo CNO, que a magnitude proposta do ciclo era precisa, e que von Weizsäcker e Bethe estavam corretos.

Ciclos CNO Cold

Sob condições típicas encontradas nas estrelas, a queima de hidrogênio catalítica pelos ciclos CNO é limitada pelas capturas de prótons. Especificamente, a escala de tempo para a decaimento beta dos núcleos radioativos produzidos é mais rápida que a escala de tempo para fusão. Devido às longas escalas de tempo envolvidas, os ciclos frios do CNO convertem hidrogênio em hélio lentamente, permitindo que eles alojem estrelas em equilíbrio inativo por muitos anos.

cno-i

O primeiro ciclo catalítico proposto para a conversão de hidrogênio em hélio foi inicialmente chamado de ciclo de carbono-nitrogênio (ciclo CN), também conhecido como o ciclo de Bethe-Weizsäcker em homenagem ao trabalho independente de Carl Friedrich von Weizsäcker em 1937–38 e Hans Bethe. Os artigos de Bethe de 1939 no ciclo CN se basearam em três artigos anteriores escritos em colaboração com Robert Bacher e Milton Stanley Livingston e que foram conhecidos informalmente como #34; Bethe "Bible" S "Bible" s#34;; . Foi considerado o trabalho padrão sobre física nuclear por muitos anos e foi um fator significativo para ele ser concedido ao Prêmio Nobel de 1967 em física. Os cálculos originais de Bethe sugeriram que o ciclo CN era a principal fonte de energia do sol. Esta conclusão surgiu de uma crença que agora é conhecida por estar enganada, de que a abundância de nitrogênio ao sol é de aproximadamente 10%; Na verdade, é menos de meio por cento. O ciclo CN, nomeado como não contém isótopo estável de oxigênio, envolve o seguinte ciclo de transformações:

126 →137N →136C → 147N → 158O → 157N → ¹²
₆C

Este ciclo agora é entendido como sendo a primeira parte de um processo maior, o CNO-Cycle e as principais reações nesta parte do ciclo (CNO-I) são:

12 6C	+	1 1H. H. H.	→	13 7N	+	γ			+	1.95 MeV
13 7N			→	13 6C	+	E...	+	Processo	+	1.20 MeV	(meia vida de 9,95 minutos)
13 6C	+	1 1H. H. H.	→	14 7N	+	γ			+	7.54 MeV
14 7N	+	1 1H. H. H.	→	15 8O	+	γ			+	7.35 MeV
15 8O			→	15 7N	+	e+	+	Processo e	+	1.73 MeV	(meia vida de 122.24 segundos)
15 7N	+	1 1H. H. H.	→	12 6C	+	4 2Ele.			+	4.96 MeV

onde o núcleo de carbono-12 usado na primeira reação é regenerado na última reação. Após a aniquilação dos dois pósitrons emitidos com dois elétrons do ambiente, produzindo um 2,04 MeV adicional, a energia total liberada em um ciclo é 26,73 MeV; em alguns textos, os autores estão incluindo erroneamente a energia de aniquilação do pósitron com o valor Q de decaimento beta e, em seguida, negligenciando a quantidade igual de energia liberada pela aniquilação, levando a uma possível confusão. Todos os valores são calculados com referência à Atomic Mass Evaluation 2003.

A reação limitante (mais lenta) no ciclo CNO-I é a captura de prótons em ¹⁴
₇N
. Em 2006, foi medido experimentalmente até energias estelares, revisando a idade calculada dos aglomerados globulares em cerca de 1 bilhão de anos.

Os neutrinos emitidos no decaimento beta terão um espectro de faixas de energia, porque embora o momento seja conservado, o momento pode ser compartilhado de qualquer forma entre o pósitron e o neutrino, com um deles sendo emitido em repouso e o outro retirando toda a energia, ou qualquer coisa intermediária, desde que toda a energia do valor Q seja usada. O momento total recebido pelo pósitron e pelo neutrino não é grande o suficiente para causar um recuo significativo do núcleo filho muito mais pesado e, portanto, sua contribuição para a energia cinética dos produtos, para a precisão dos valores dados aqui, pode ser desprezada. Assim, o neutrino emitido durante o decaimento do nitrogênio-13 pode ter uma energia de zero até 1,20 MeV, e o neutrino emitido durante o decaimento do oxigênio-15 pode ter uma energia de zero até 1,73 MeV. Em média, cerca de 1,7 MeV da produção total de energia é retirado pelos neutrinos para cada loop do ciclo, deixando cerca de 25 MeV disponível para produzir luminosidade.

CNO-II

Em uma ramificação menor da reação acima, ocorrendo no núcleo do Sol 0,04% do tempo, a reação final envolvendo 157N é mostrada acima não produz carbono-12 e uma partícula alfa, mas em vez disso produz oxigênio-16 e um fóton e continua

157N→168O→179→178O→147N→158O→¹⁵
₇N

Em detalhes:

15 7N	+	1 1H. H. H.	→	16. 8O	+	γ			+	12.13 MeV
16. 8O	+	1 1H. H. H.	→	17. 9F	+	γ			+	0,60 MeV
17. 9F			→	17. 8O	+	e+	+	Processo e	+	2.76 MeV	(meia vida de 64.49 segundos)
17. 8O	+	1 1H. H. H.	→	14 7N	+	4 2Ele.			+	1.19 MeV
14 7N	+	1 1H. H. H.	→	15 8O	+	γ			+	7.35 MeV
15 8O			→	15 7N	+	e+	+	Processo e	+	2.75 MeV	(meia vida de 122.24 segundos)

Como o carbono, o nitrogênio e o oxigênio envolvido no ramo principal, o flúor produzido no ramo menor é apenas um produto intermediário; No estado estacionário, não se acumula na estrela.

cno-iii

Este ramo subdominante é significativo apenas para estrelas maciças. As reações são iniciadas quando uma das reações no CNO-II resulta em fluorina-18 e um fóton em vez de nitrogênio-14 e uma partícula alfa, e continua

178O → 189 → 188O → 157N → 168O → 179 → ^17.
₈O

Em detalhes:

17. 8O	+	1 1H. H. H.	→	18. 9F	+	γ			+	5.61 MeV
18. 9F			→	18. 8O	+	e+	+	Processo e	+	1.656 Mecanismo	(meia vida) 109.771 min)
18. 8O	+	1 1H. H. H.	→	15 7N	+	4 2Ele.			+	3.98 MeV
15 7N	+	1 1H. H. H.	→	16. 8O	+	γ			+	12.13 MeV
16. 8O	+	1 1H. H. H.	→	17. 9F	+	γ			+	0,60 MeV
17. 9F			→	17. 8O	+	e+	+	Processo e	+	2.76 MeV	(meia vida) 64.49)

CNO-IV

Um próton reage com um núcleo causando liberação de uma partícula alfa.

Como o CNO-III, este ramo também é significativo apenas em estrelas massivas. As reações são iniciadas quando uma das reações em CNO-III resulta em flúor-19 e um fóton em vez de nitrogênio-15 e uma partícula alfa, e continua

188O→199→168O→179→178O→189→188O

Em detalhes:

18. 8O	+	1 1H. H. H.	→	19 9F	+	γ			+	7.994 MeV
19 9F	+	1 1H. H. H.	→	16. 8O	+	4 2Ele.			+	8.114 MeV
16. 8O	+	1 1H. H. H.	→	17. 9F	+	γ			+	0,60 MeV
17. 9F			→	17. 8O	+	e+	+	Processo e	+	2.76 MeV	(meia vida de 64.49 segundos)
17. 8O	+	1 1H. H. H.	→	18. 9F	+	γ			+	5.61 MeV
18. 9F			→	18. 8O	+	e+	+	Processo e	+	1.656 Mecanismo	(meia vida de 109.771 minutos)

Em alguns casos ¹⁸
₉F
pode combinam com um núcleo de hélio para iniciar um ciclo de sódio-neônio.

Ciclos CNO quentes

Sob condições de temperatura e pressão mais altas, como as encontradas em novas e rajadas de raios-X, a taxa de captura de prótons excede a taxa de decaimento beta, empurrando a queima para a linha de gotejamento de prótons. A ideia essencial é que uma espécie radioativa irá capturar um próton antes que ele possa decair beta, abrindo novos caminhos de queima nuclear que de outra forma seriam inacessíveis. Por causa das temperaturas mais altas envolvidas, esses ciclos catalíticos são normalmente chamados de ciclos CNO quentes; como as escalas de tempo são limitadas por decaimentos beta em vez de capturas de prótons, elas também são chamadas de ciclos CNO limitados por beta.

HCNO-I

A diferença entre o ciclo CNO-I e o ciclo HCNO-I é que 137N captura um próton em vez de decair, levando à sequência total

126→137N→148O→147N→158O→157N→¹²
₆C

Em detalhes:

12 6C	+	1 1H. H. H.	→	13 7N	+	γ			+	1.95 MeV
13 7N	+	1 1H. H. H.	→	14 8O	+	γ			+	4.63 MeV
14 8O			→	14 7N	+	E...	+	Processo	+	5.14 MeV	(meia vida de 70.641 segundos)
14 7N	+	1 1H. H. H.	→	15 8O	+	γ			+	7.35 MeV
15 8O			→	15 7N	+	e+	+	Processo e	+	2.75 MeV	(meia vida de 122.24 segundos)
15 7N	+	1 1H. H. H.	→	12 6C	+	4 2Ele.			+	4.96 MeV

HCNO-II

A diferença notável entre o ciclo CNO-II e o ciclo HCNO-II é que 179F captura um próton em vez de decair, e o neon é produzido em uma reação subsequente em 189F, levando à sequência total

157N→168O→179→1810→189→158O→¹⁵
₇N

Em detalhes:

15 7N	+	1 1H. H. H.	→	16. 8O	+	γ			+	12.13 MeV
16. 8O	+	1 1H. H. H.	→	17. 9F	+	γ			+	0,60 MeV
17. 9F	+	1 1H. H. H.	→	18. 10.Não.	+	γ			+	3.92 MeV
18. 10.Não.			→	18. 9F	+	e+	+	Processo e	+	4.44 MeV	(meia vida de 1.672 segundos)
18. 9F	+	1 1H. H. H.	→	15 8O	+	4 2Ele.			+	2.88 MeV
15 8O			→	15 7N	+	e+	+	Processo e	+	2.75 MeV	(meia vida de 122.24 segundos)

HCNO-III

Uma alternativa ao ciclo HCNO-II é que 189F captura um próton se movendo em direção a uma massa maior e usando o mesmo mecanismo de produção de hélio que o CNO-IV ciclo como

^18.
₉F
→1910Ne→199→168O→179→1810→^18.
₉F

Em detalhes:

18. 9F	+	1 1H. H. H.	→	19 10.Não.	+	γ			+	6.41 MeV
19 10.Não.			→	19 9F	+	e+	+	Processo e	+	3.32 MeV	(meia vida de 17.22 segundos)
19 9F	+	1 1H. H. H.	→	16. 8O	+	4 2Ele.			+	8.11 MeV
16. 8O	+	1 1H. H. H.	→	17. 9F	+	γ			+	0,60 MeV
17. 9F	+	1 1H. H. H.	→	18. 10.Não.	+	γ			+	3.92 MeV
18. 10.Não.			→	18. 9F	+	e+	+	Processo e	+	4.44 MeV	(meia vida de 1.672 segundos)

Uso em astronomia

Enquanto o número total de "catalítico" núcleos são conservados no ciclo, na evolução estelar as proporções relativas dos núcleos são alteradas. Quando o ciclo é levado ao equilíbrio, a proporção dos núcleos de carbono-12/carbono-13 é direcionada para 3,5, e o nitrogênio-14 torna-se o núcleo mais numeroso, independentemente da composição inicial. Durante a evolução de uma estrela, episódios de mistura convectiva movem o material, dentro do qual o ciclo CNO operou, do interior da estrela para a superfície, alterando a composição observada da estrela. Observa-se que as estrelas gigantes vermelhas têm proporções carbono-12/carbono-13 e carbono-12/nitrogênio-14 mais baixas do que as estrelas da sequência principal, o que é considerado uma evidência convincente para a operação do ciclo CNO.